Evoluce hvězd

Evoluce hvězd (evoluce hvězd) v astronomii  je změna v průběhu času ve fyzikálních a pozorovatelných parametrech hvězdy v důsledku termonukleárních reakcí , které v ní probíhají , jejího vyzařování energie a ztráty hmoty [1] . O evoluci se často mluví jako o „životě hvězdy“, který začíná, když se jaderné reakce stanou jediným zdrojem energie hvězdy, a končí, když se reakce zastaví – evoluce probíhá u různých hvězd různě [2] [3] [4] . Podle astrofyzikálních modelů trvá životnost hvězdy v závislosti na počáteční hmotnosti od několika milionů až po desítky bilionů let [5] [6] , takže astronomové přímo pozorují jen velmi krátkou dobu jejího vývoje ve srovnání s dobou života. hvězdy, během níž jsou evolučně téměř neznatelné změny [7] .

Hvězdy vznikají z chladných řídkých oblaků mezihvězdného plynu , které jsou stlačeny vlivem gravitační nestability , při procesu stlačování se zahřejí natolik, že v jejich hlubinách začnou termojaderné reakce syntézy helia z vodíku [8] . V okamžiku začátku termonukleárních reakcí se protohvězda stává hvězdou hlavní posloupnosti (výjimkou mohou být podtrpaslíci a hnědí trpaslíci ), na které stráví většinu svého života - v této fázi hvězdy hlavní posloupnosti je i Slunce [9] .

Další vývoj hvězd se také liší v závislosti na počáteční hmotnosti a chemickém složení (metalicitě) hvězdy. Středně hmotné hvězdy tedy během evoluce procházejí stádii podobrů, červených obrů, horizontální větve, modré smyčky a asymptotické větve. V každém případě se vyhořením vodíku mění vnější i vnitřní charakteristika hvězd a při dostatečné hmotnosti v určitém okamžiku začíná ve hvězdách reakce trojitého helia , při které v nich vzniká uhlík . U těžších hvězd lze dále syntetizovat jádra těžších prvků, ale v každém případě se syntéza těžších jader chemických prvků zastaví u železa , protože syntéza těžších prvků je energeticky nevýhodná [8] .

V konečné fázi evoluce, v závislosti na hmotnosti, hvězda buď odhodí svůj vnější obal a stane se bílým trpaslíkem , nebo se změní v supernovu , po výbuchu supernovy zůstane neutronová hvězda nebo černá díra [8] .

V blízkých binárních systémech v pozdních fázích evoluce, když hvězda, která se zvětšila, vyplní svůj Rocheův lalok , hmota proudí mezi hvězdami, což vede ke změně parametrů hvězd. Z toho důvodu se vývoj hvězd v takových systémech liší od vývoje jednotlivých hvězd a jeho průběh závisí také na parametrech oběžné dráhy a počátečních hmotnostech hvězd dvojhvězdné soustavy [10] [11] .

Termonukleární fúze v nitru hvězd

Vývoj představ o zdroji energie hvězd

Od objevu zákona zachování energie vyvstala otázka o zdroji energie hvězd. Byly předloženy různé hypotézy a jednou z nejznámějších byla hypotéza kontrakce: v ní byla gravitační kontrakce hvězdy považována za údajný zdroj energie (což také vysvětlovalo zdánlivou rozmanitost hvězd). Podporovali ji lord Kelvin a Hermann von Helmholtz , ale později se ukázal její rozpor: Slunci by takový zdroj energie vystačil na 10 7 let, zatímco stáří Země bylo podle geologických a biologických údajů na minimálně 10 9 let [12] [ 13] [14] .

Ukázalo se, že během komprese by se hvězda měla zahřívat a ne ochladit, jak se dříve předpokládalo - to umožnilo zvýšit teoretickou životnost hvězd. V 80. letech 19. století Joseph Lockyer předpokládal, že při vysokých hustotách se stavová rovnice hmoty hvězdy značně odchyluje od stavové rovnice ideálního plynu , jeho komprese se zastaví a začne se ochlazovat a stmívat – hvězda tedy odchází od červený obr na bílou hvězdu jako Sirius , po které se znovu zbarví do červena, ale ztmavne - nejprve žlutý a poté červený trpaslík .

Když byl sestaven Hertzsprung-Russell diagram , ukázalo se , že hlavní posloupnost a obří větev těsně odpovídají evoluční cestě hvězdy v Lockyerově hypotéze. Pak ale byla tato hypotéza vyvrácena: ukázalo se, že stav hmoty hvězd hlavní posloupnosti zůstává stále blízký stavu ideálního plynu. V tuto chvíli však hypotéza kontrakce dobře vysvětluje evoluci protohvězd , které díky kontrakci vyzařují, dokud nepřejdou do hlavní sekvence [13] [14] .

V roce 1896 objevil Henri Becquerel radioaktivitu a v roce 1903 Pierre Curie objevil  uvolňování tepla z radioaktivních prvků. James Jeans proto předložil hypotézu, že hvězdy vyzařují energii v důsledku radioaktivního rozpadu. Tato hypotéza také nemohla vysvětlit velké stáří Slunce a Jeans později navrhl, že ve hvězdách nedochází k radioaktivnímu rozpadu, ale k zániku hmoty. Anihilační hypotéza sice dávala dosti dlouhou možnou životnost Slunce, ale v dalším vývoji astrofyziky nenašla potvrzení. Samotná myšlenka intranukleárního zdroje hvězdné energie se však ukázala jako správná [13] .

V roce 1906 Albert Einstein na základě své teorie relativity objevil ekvivalenci hmoty a energie . V roce 1920 Arthur Eddington , který byl obeznámen s Einsteinovou prací, navrhl, že energie ve hvězdách se uvolňuje v důsledku přeměny vodíku na helium : při takové reakci by se v důsledku hromadného defektu mělo uvolnit dostatek energie k vyzařování hvězd pro mnoho hvězd. miliony a dokonce miliardy let [14] . Eddingtonova hypotéza byla následně potvrzena: v roce 1939 Hans Boethe , Karl Weizsäcker a Charles Critchfield nezávisle navrhli dva mechanismy pro přeměnu vodíku na helium: proton-protonový cyklus a cyklus CNO . V roce 1941 vypočítal Martin Schwarzschild model Slunce s termonukleárním zdrojem energie a jeho výsledky potvrdily teorii termojaderné fúze v nitru hvězd. V současné době je všeobecně přijímán a vycházejí z něj modely hvězdného vývoje [13] .

Právě kvůli termojaderné fúzi se chemické složení hvězd v čase mění a dochází k evolučním změnám [15] [16] . K těmto změnám ale dochází velmi pomalu a vývoj jediné hvězdy je téměř nemožné vysledovat ani při velmi dlouhých pozorováních. Pouze ve vzácných případech, kdy je hvězda ve velmi krátké fázi svého vývoje, je možné zaznamenat systematickou změnu jejích parametrů, například změnu periody pulsací u cefeid . Proto je evoluční teorie založena na některých nepřímých znacích a na pozorováních mnoha hvězd, které jsou v různých fázích vývoje [7] .

Fúzní reakce

Ve hvězdách v různých fázích vývoje probíhají různé termonukleární reakce [17] .

Takže v nitru hvězd hlavní posloupnosti jsou jádra helia syntetizována z jader vodíku ( protonů ). Tato transformace může probíhat dvěma způsoby. V proton-protonovém cyklu dochází k sekvenční fúzi protonů přímo s přeměnou 4 protonů na jádro helia a tento proces dominuje při nižších teplotách - v jádrech nízkohmotných hvězd. Druhým způsobem je smyčka CNO . V něm působí uhlík , dusík a kyslík jako katalyzátory , cyklus dominuje při vysokých teplotách a díky tomuto procesu se uvolňuje většina energie v masivních hvězdách. Síla uvolněné energie na jednotku hmotnosti těchto dvou procesů je vyrovnána při hmotnosti hvězdy asi 1,5 M ⊙ a teplotě ve středu asi 18 milionů K [18] [19] .

V hmotných hvězdách se v pozdějších fázích evoluce syntetizují těžší prvky: nejprve uhlík v procesu trojitého hélia a u nejtěžších hvězd se syntetizují těžší prvky až po železo  - k další nukleosyntéze těžších prvků nedochází, protože je energeticky nepříznivé [20] . Hvězdy v pozdějších fázích vývoje se však zpravidla stávají jasnějšími a měrná energie uvolněná na jednotku hmotnosti výchozího materiálu pro fúzi se naopak snižuje, protože se zmenšuje rozdíl ve specifické vazebné energii . To způsobuje relativně krátké trvání pozdějších fází evoluce ve srovnání s dobou pobytu hvězdy v hlavní posloupnosti: například doba pobytu Slunce v hlavní posloupnosti se odhaduje na 12 miliard let a fáze hoření hélia na Slunci vydrží jen 110–130 milionů let [21] [22] [23] .

Prvky těžší než železo se tvoří i ve hvězdách, ale ne když jsou na hlavní posloupnosti, ale za zvláštních okolností: např. při explozích supernov , kdy se uvolňuje velké množství energie – při tzv. explozivní nukleosyntéze [24 ] [25] [26] .

A konečně, hnědí trpaslíci , ačkoliv nejsou hvězdami v klasickém slova smyslu, podporují spalování deuteria a spalování lehkých prvků - lithia , berylia , boru , které může probíhat při poměrně nízkých teplotách, a proto se jedná pouze o fúzní reakce probíhající při tak nízkých teplotách. -hmotné objekty [27] [28] [29] . Navíc u nejhmotnějších hnědých trpaslíků mohou nějakou dobu probíhat fúzní reakce helia z vodíku. Na rozdíl od skutečných hvězd se však v nich spalování vodíku rychle zastaví a nikdy se nestane jediným zdrojem energie [30] .

Vznik hvězd

Molecular Cloud Compression

Evoluce hvězdy začíná v obřím molekulárním oblaku , někdy také obrazně nazývaném „hvězdná kolébka“. Počáteční koncentrace atomů v něm je asi 10 2 částic na centimetr krychlový, zatímco mezihvězdný prostor obsahuje v průměru ne více než 0,1 částice na centimetr krychlový. Taková oblaka mohou mít hmotnost 10 5 -10 7 M ⊙ , průměr 50 až 300 světelných let a teplotu plynu v nich 10-30 K [31] [32] .

S rozvojem gravitační nestability se mrak může začít zmenšovat. Nestabilita může být způsobena různými faktory, například srážka dvou mraků, průchod mraku hustým ramenem spirální galaxie nebo výbuch supernovy v dostatečně blízké vzdálenosti, rázová vlna, ze které šířící se mezihvězdným plynem, se může srazit s molekulárním oblakem. Při srážkách galaxií navíc začíná častěji docházet ke srážkám plynových mračen spojených s galaxiemi, což vysvětluje nárůst rychlosti tvorby hvězd při srážkách galaxií [33] .

Aby gravitační nestabilita vedla ke stlačení molekulárního mraku, je nutné, aby součet jeho potenciální energie a zdvojnásobené kinetické energie byl v souladu s viriální větou záporný. Při konstantní hustotě oblaku o poloměru roste úměrně modul potenciální energie (sám je záporný) a úměrně roste součet hodnot kinetické energie všech molekul . Oblak se proto začne smršťovat pokud je jeho hmotnost větší než určitá hodnota , která se při hustotě oblaku rovná molární hmotnosti jeho plynu a teplotě [31] [34] :

kde  je gravitační konstanta ,  je univerzální plynová konstanta .

Z toho vyplývá, že zpočátku se mrak smrští při hmotnosti alespoň 10 3 M ⊙ . Jak se oblak smršťuje, bude kondenzovat s malým nebo žádným ohřevem, protože je transparentní pro záření a téměř veškerá uvolněná energie je vyzařována do vesmíru. To vede ke snížení prahové hmotnosti pro rozvoj gravitační nestability a v důsledku toho se začnou zmenšovat oblasti menší hmotnosti a velikosti - tento proces se nazývá fragmentace oblaku tvorby hvězd, vysvětluje pozorovaný vznik hvězdy převážně ve skupinách - zejména v kupách . Kromě toho jev fragmentace vysvětluje, proč mají vytvořené hvězdy relativně úzký rozsah hmotností, od 10 −1 do 10 2 M ⊙ v řádové velikosti [31] [35] .

Jak se oblak stává hustším, stává se pro záření stále méně průhledným, například při hmotnosti oblaku 1 M ⊙ se to děje s jeho poloměrem 2,5⋅10 4 R ⊙ . Energie uvolněná gravitační kompresí ji zároveň začne ohřívat: podle viriální věty se polovina energie uvolněné kompresí spotřebuje na záření a druhá polovina na ohřev látky [36] . Všeobecně se uznává, že od tohoto okamžiku se oblak nazývá protostar [35] .

Protostar stage

Stlačování oblaku probíhá nerovnoměrně a nějakou dobu po začátku stlačování se v oblaku vytvoří hydrostaticky rovnovážné jádro – běžně se má za to, že od tohoto okamžiku je oblak, respektive jeho jádro, protohvězda [37] . Charakteristiky jádra jsou prakticky nezávislé na hmotnosti oblaku, hmotnost je 0,01 M ⊙ a poloměr je několik AU. a teplota ve středu je 200 K. Narůstání vnějších vrstev mraku na jádro vede ke zvýšení jeho hmotnosti a teploty, ale při teplotě ~2000 K se jeho růst zastaví, protože energie je vynaložena na disociaci molekul vodíku. V určitém okamžiku je hydrostatická rovnováha narušena a jádro se začíná smršťovat. Dalšího hydrostaticky rovnovážného stavu je dosaženo pro menší, nyní ionizované jádro mlhoviny s hmotností ~0,001 M ⊙ , poloměrem asi 1 R ⊙ a teplotou 2⋅10 4 K . Jádro vyzařující v optické oblasti je zároveň z okolního prostoru uzavřeno prachovým plynovým obalem, který má mnohem nižší teplotu a vyzařuje pouze v infračervené oblasti [37] [38] [39] .

Narůstání vnějších vrstev pokračuje a hmota dopadající na jádro rychlostí ~15 km/s vytváří rázovou vlnu . Následně veškerá hmota obálky spadne na jádro (ačkoli u hmotných hvězd může část hmoty hvězdu vlivem silného radiačního tlaku opustit ), ionizuje se a zároveň se protohvězda stane dostupnou pro pozorování ve viditelném rozsah [39] . Do tohoto okamžiku probíhá stlačování vnějšího obalu po dynamické časové škále , to znamená, že jeho trvání odpovídá době volného pádu látky, kterému nebrání tlak plynu [40] .

Hvězdy před hlavní sekvencí

Protohvězdy, kterým již došla akrece skořápky, se někdy rozlišují na samostatný typ nazývaný hvězdy před hlavní sekvencí . Protohvězda, která má nízkou teplotu a vysokou svítivost, je na Hertzsprung-Russellově diagramu v pravé horní části . Dokud ve hvězdě nezačnou termojaderné reakce a ta uvolní energii gravitační kontrakcí, pomalu se posouvá na diagramu do hlavní posloupnosti [37] [38] [39] .

Vzhledem k tomu, že v této fázi je hmota chráněna před stlačováním tlakem plynu, jsou protohvězdy stlačovány mnohem pomaleji než v předchozí fázi - v tepelném časovém měřítku , tedy po dobu, během níž se spotřebuje polovina potenciální gravitační energie. na záření [40] , podle viriálního teorému. U nejhmotnějších hvězd to trvá asi 10 5 let a u nejméně hmotných asi 10 9 let. U Slunce trvala fáze kontrakce a přechodu do hlavní posloupnosti 30 milionů let [37] [41] [42] .

V roce 1961 Chushiro Hayashi (Hayashi) ukázal, že pokud je celý objem hvězdy obsazen konvektivní zónou, pak se při pomalé kompresi teplota její látky prakticky nemění a svítivost klesá - to odpovídá pohybu pozice hvězdy svisle dolů na diagramu a taková cesta hvězdy je obyčejně nazývána Hayashi dráhou . U hvězd s hmotností v rozmezí od 0,3–0,5 M ⊙ (podle různých odhadů) do 3  M ⊙ konvektivní vrstvy během komprese mizí a v určitém okamžiku takové hvězdy opustí Hayashiho dráhu, zatímco hvězdy s hmotností menší než 0,3–0,5 M ⊙ jsou na stopě Hayashi po celou dobu komprese [35] [43] [44] .

Po opuštění dráhy Hayashi (u hvězd střední hmotnosti) nebo od samého počátku pomalé kontrakce (u hmotných hvězd) přestává být hvězda konvektivní a začíná se při kompresi zahřívat, přičemž svítivost se mění nevýznamně, protože plocha vyzařovací plocha se zmenšuje. Tomu odpovídá téměř vodorovný pohyb doleva ve schématu a tato část dráhy se nazývá Henyho dráha [43] [44] [45] .

Každopádně při kompresi se teplota ve středu hvězdy zvýší a v hmotě hvězdy při její dostatečné hmotnosti začnou probíhat termonukleární reakce . V raných fázích kontrakce produkují méně energie, než hvězda vyzařuje, a kontrakce pokračuje, ale zároveň se zvyšuje podíl termonukleárních reakcí na uvolňování energie. V určitém okamžiku, pokud má hvězda hmotnost větší než 0,07-0,08  M ​​⊙ , se výkon uvolněné energie v důsledku termonukleárních reakcí porovná se svítivostí hvězdy a komprese se zastaví - tento okamžik je považován za konec formování hvězda a její přechod do hlavní posloupnosti . Pokud má hvězda hmotnost menší než 0,07–0,08 M ​​⊙ , jsou v ní možné i termojaderné reakce, hmota hvězdy v jádře však degeneruje dříve, než ustane komprese, takže termojaderné reakce se nikdy nestanou jediným zdrojem energie. Takové objekty jsou známé jako hnědí trpaslíci [8] [35] [46] .

Proces komprese také vytváří kolem hvězdy protoplanetární disky , které se později mohou vyvinout v planetární systémy . Ke vzniku protoplanetárního disku dochází v důsledku skutečnosti, že mrak může mít zpočátku určitý moment hybnosti , a když mrak zhoustne, srážky částic jsou častější, díky čemuž látka, která nevstoupila do hvězdy, začne tvořit rotující disk. kolem hvězdy v jedné rovině [47] .

Hlavní sekvence

Když kontrakce skončí a fúzní reakce helia z vodíku se stanou jediným zdrojem energie, stane se protohvězda hvězdou hlavní posloupnosti . Věk hvězdy se obvykle počítá od tohoto okamžiku. Hvězdy nultého věku tvoří tzv. nulovou hlavní posloupnost , umístěnou ve spodní části této oblasti diagramu [48] [49] . V současné době se jejich chemické složení formovaných hvězd stále blíží složení mezihvězdného prostředí : skládají se převážně z vodíku (asi 91 %) a hélia (asi 9 %), zatímco těžší prvky tvoří méně než 1 % [50] [51] . Hvězdy hlavní posloupnosti mají širokou škálu parametrů, které jsou určeny především jejich hmotností a v menší míře i jejich metalicitou . Takže například hvězda o hmotnosti 0,1 M ⊙ bude mít svítivost 0,0002 L ⊙ , teplotu 3000 K a spektrální typ M6 a hvězda o hmotnosti 18 M ⊙ bude mít  svítivost 30000 L ⊙ , teplota 33000 K a spektrální typ O9,5 [5] . Vnitřní struktura hvězd také závisí na hmotnosti: hvězdy s nízkou hmotností jsou zcela konvektivní , středně hmotné hvězdy mají radiační transport v jádru a konvekci ve vnějších vrstvách a masivní hvězdy mají konvekci v jádru a radiační transport ve vnějších vrstvách. vrstvy. Konvekce vede k poměrně rychlému promíchání hmoty, čímž se vyrovnává chemické složení konvekční vrstvy. To má vliv na to, zda bude zachována homogenita vrstev hvězdy z hlediska chemického složení při dalším vývoji a při jejím dalším vývoji [18] [52] .

Po přepnutí do hlavní posloupnosti na ní hvězda zůstává po většinu svého života – asi 90 %. To je způsobeno skutečností, že svítivost hvězd ve stupni hlavní sekvence je ve srovnání s ostatními stupni nízká a uvolnění specifické energie při fúzi helia je vyšší než u jiných termonukleárních reakcí [22] [53] [54] . Doba trvání fáze hlavní sekvence odpovídá jadernému časovému měřítku pro hoření vodíku, tedy době, za kterou hvězda vyzáří veškerou energii, která se uvolňuje při reakcích vodíku na helium [40] [55] . U nejtěžších hvězd se podle různých odhadů pohybuje od jednoho do několika milionů let [56] a u hvězd s nízkou hmotností je to asi 10 bilionů let, což přesahuje stáří vesmíru [6] . Pro Slunce bude doba pobytu na hlavní posloupnosti 10-13 miliard let [23] [35] [57] . Většina dalších fází evoluce se také řídí jaderným časovým měřítkem, ale ne pro vodík, ale pro jiné prvky, proto zaberou méně času [40] [55] .

Poté, co hvězda přejde do hlavní posloupnosti, neustále prochází přeměnou vodíku na helium. Hélium se hromadí v jádře a vodíku zůstává stále méně a méně, což zpomaluje rychlost fúze helia. Proto, jak je vodík vyčerpán, jádro se pod tlakem vnějších vrstev smršťuje, jeho hustota se zvyšuje a v důsledku toho se zvyšuje rychlost reakcí. To vede ke znatelné změně charakteristik hvězdy: například svítivost Slunce při dopadu na hlavní posloupnost byla 70 % současné a do konce fáze bude 2,2krát větší. než to - to znamená, že se svítivost mění více než třikrát [23] . V budoucnu tyto změny vedou k tak významným změnám hvězdy, že nakonec opustí hlavní posloupnost [35] [49] [58] .

Rozdílné trvání fáze hlavní sekvence u hvězd různých hmotností umožňuje vypočítat stáří hvězdokup z pozorování. Hvězdy v nich vznikaly téměř současně a čím je kupa starší, tím menší je hmotnost těch hvězd, které stále zůstávají v hlavní posloupnosti. Stáří hvězdokupy se vypočítá jako doba pobytu na hlavní posloupnosti hvězd, které se od ní začaly vzdalovat podle svých známých hmotností [59] [60] .

Subtrpaslíci

Subtrpaslíci  jsou hvězdy podobné hvězdám hlavní posloupnosti , avšak se stejnými spektrálními typy jsou podtrpaslíci o 1–2 m slabší [61] . Tato vlastnost je spojena s velmi nízkou metalicitou : těžké prvky ve hvězdách nejsou zcela ionizovány a mají elektrony v hlubokých elektronových obalech . Protože velikost takových iontů je mnohem větší než velikost jader vodíku a helia , těžké prvky snižují průhlednost hmoty hvězdy, a proto se energie z vnitřních vrstev přenáší pomaleji do vnějších vrstev a hmota subtrpaslíků je naopak průhlednější než hmota hvězd hlavní posloupnosti a hlavním mechanismem přenosu energie je radiační přenos [8] [62] .

Nízká metalita podtrpaslíků se zase vysvětluje tím, že podtrpaslíci jsou staré hvězdy vzniklé krátce po Velkém třesku z reliktové hmoty, která ještě nebyla v nitru hvězd a neprošla nukleosyntézou těžkých prvků, a proto neprošla. byl obohacen o těžké prvky. Subtrpaslíci patří do hvězdné populace typu II [8] .

Evoluce po fázi hlavní sekvence

V určitém okamžiku, kdy se v aktivní zóně nahromadí příliš mnoho helia , nemůže spalování vodíku pokračovat ve stejném režimu jako dříve. Další vývoj hvězd v podstatě závisí na jejich hmotnosti [63] .

Hvězdy nízké hmotnosti

Studium evoluce hvězd s nízkou hmotností je komplikováno skutečností, že doba trvání fáze hlavní posloupnosti u nich je delší než věk vesmíru  — mezi hvězdami s nízkou hmotností ještě nejsou ty, které opustily hlavní posloupnost. sekvence. Některá data jsou však získána teoretickými výpočty: hvězdy s hmotností menší než 0,2  M ⊙ se nestanou červenými obry , protože jejich vnitřky jsou zcela konvektivní, a tedy chemicky homogenní. Tyto hvězdy se při akumulaci hélia zahřejí a změní se v modré trpaslíky [6] [64] .

Středohmotné hvězdy

Subgiant stage

Když se jádro středně hmotné hvězdy stane téměř úplně heliem , reakce v něm ustanou. Vodík je stále přítomen ve vnějším obalu kolem jádra, kde hvězdy o hmotnosti až 1,5  M ⊙ již procházejí syntézou hélia. U hvězd s větší hmotností se helium ve slupce ještě nesyntetizuje: nejprve začne krátkodobá komprese, která vede k zahřátí obalu jádra a zahájení spalování vodíku v něm. Hvězda se trochu zahřeje a stane se jasnější a v Hertzsprung-Russellově diagramu kontrakce odpovídá pohybu nahoru a doleva - tzv. háku [ 41] [ 63] . 

Nový zdroj energie spalování vodíku se nazývá vrstvený zdroj a postupně se pohybuje směrem ven, zatímco jádro helia roste. Tato fáze se nazývá větev subgiant a její trvání je asi jeden milion let pro 6  M ⊙ hvězd a asi 700 milionů let pro 1  M ⊙ hvězd [23] [34] . V tomto okamžiku se poloměr hvězdy zvětšuje a teplota klesá - svítivost se může měnit v malých mezích, to znamená, že se hvězda v diagramu pohybuje převážně doprava. Svítivost Slunce na konci podobra se nebude příliš lišit od svítivosti na jeho začátku - 2,7  L ⊙ . Teplota bude 4900 K a poloměr bude 2,3  R ⊙ [23] . Krátké trvání fáze subgiant u hmotných hvězd vede k tomu, že obsahuje malý počet pozorovatelných hvězd a odpovídající oblast na diagramu se nazývá Hertzsprungova mezera [34] [63] . Masivní hvězdy procházející tímto stupněm se dočasně ocitnou v pásu nestability a stanou se cefeidami , k průchodu pásu nestability však dochází poměrně velmi rychle - za 10 2 -10 4 let. Z tohoto důvodu byla u některých cefeid během pozorovací astronomie zaznamenána změna periody pulsací s časem, ale ze stejného důvodu je známo jen málo takových cefeid. U dostatečně hmotných hvězd trvá pobyt na modré smyčce (viz níže ) mnohem déle, během kterého je možný přechod pásu nestability - proto se hvězdy na druhém mohou stát cefeidami a zůstat tak mnohem déle než ve stádiu subgianta [65] [66] .

Červená obří větev

Na konci fáze subgiant se heliové jádro hvězdy stává poměrně hmotným a začíná se smršťovat, ale jak tento proces probíhá, závisí na hmotnosti hvězdy. U hvězd s hmotností větší než 2,3  M ⊙ začíná komprese jádra v důsledku skutečnosti, že v určitém okamžiku jeho hmotnost překročí Schoenberg-Chandrasekharovu mez , zatímco látka jádra zůstává ve stavu blízkém ideálnímu plynu. . U hvězd s nižší hmotností se jádro helia začne smršťovat poté, co se zvrhne . Průchod stadia rudého obra to neovlivňuje, ale jak přesně tento stupeň skončí, závisí na stavu jádra helia [34] .

Stlačení jádra vede k jeho zahřátí a silné expanzi vnějších vrstev hvězdy; přesný mechanismus toho není znám, ale musí se tak stát, aby byl současně splněn zákon zachování energie a viriální věta [67] . Po stádiu subgianta hvězda v každém případě přechází do větve rudého obra , avšak u hvězd s nižší hmotností se jádro helia ukazuje jako degenerované a u hvězd s větší hmotností zůstává ve stavu blízkém ideálu. plyn. Z tohoto důvodu je chování hvězd na větvi rudého obra odlišné [34] [63] [67] . Hvězda má každopádně ve vnějších vrstvách rozšířenou konvekční zónu , která se v určitém okamžiku dostane až k jádru, což vede k promíchání hmoty ve hvězdě - tzv. první nabírání . Dochází k rychlému nárůstu poloměru a svítivosti, i když teplota klesá. Jádro, které nemá v centru žádný zdroj energie, se stává izotermickým, vzniká silný hvězdný vítr , což vede k určité ztrátě hmoty hvězdou [34] [63] . Slunce zůstane na větvi rudého obra asi 600 milionů let [23] .

Výsledkem je, že u hvězd s počáteční hmotností větší než 2,3  M ⊙ se helium postupně vznítí se zvýšením teploty a hustoty jádra: uhlíkové jádro je syntetizováno ze tří jader helia v jádře během reakce trojitého helia . U takových hvězd zde větev červeného obra končí a ty se přesunou do modré smyčky [34] [63] [67] .

U hvězd s nižší hmotností zůstává jádro v degenerovaném stavu, proto látka jádra dobře vede teplo a může rychle uvolňovat energii. V této době navíc hvězda emituje velké množství neutrin v mechanismu ochlazování neutrin , díky čemuž se zpomaluje nárůst teploty a zpomaluje se opětovné vznícení helia. Hmotnost jádra helia však roste a při hmotnosti 0,48–0,50  M ⊙ je teplota dostatečná ke spuštění trojité reakce helia, asi 10 8  K . Na rozdíl od těžších hvězd se zde helium explozivně vznítí a během pár minut se uvolní obrovské množství energie, z níž se většina spotřebuje na odstranění degenerovaného stavu z hmoty jádra – tento jev je známý jako héliový záblesk [34] [63] [67] [68] . Těsně před héliovým zábleskem bude hmotnost Slunce 0,725 M ⊙ . Jeho poloměr bude 170 R ⊙ , teplota - 3100 K a svítivost - 2300  L ⊙ [23] .

Nakonec v hmotnostním rozsahu 0,2–0,5  M ⊙ hvězda v určitém bodě přechází do větve rudého obra, ale ukáže se, že není dostatečně hmotná, aby v ní mohla začít reakce trojitého helia, a změní se v bílého trpaslíka . (viz níže ) [6] [69] .

Vodorovná větev

U hvězd s hmotností menší než 2,3  M ⊙ vede héliový záblesk a nástup termonukleárních reakcí hoření hélia v jádře k vymizení konvektivní zóny a rychlému pohybu hvězdy směrem k hlavní posloupnosti. Hvězda se rychle zmenšuje a zahřívá, její svítivost také klesá a končí na horizontální větvi (nachází se také název „horizontální obří větev“) nebo na červeném ztluštění  - na Hertzsprung-Russellově diagramu je to pravá část horizontální větve tvořená hvězdami s metalicitou , srovnatelnou se sluneční [34] [63] . Slunci bude přechod do červené koncentrace trvat jen asi 10 4 let a na konci přechodu bude mít poloměr 9,5  R ⊙ , teplotu 4700 K a svítivost 41  L ⊙ [23 ] .

Konkrétní poloha hvězdy, která právě vstoupila do horizontální větve (horizontální větev nulového stáří), závisí na celkové hmotnosti hvězdy a hmotnosti jádra helia, jakož i na obsahu helia a těžších prvků ve vnější skořápka. Hvězdy horizontální větve mají téměř stejnou svítivost, ale liší se teplotou, proto je tato větev na Hertzsprung-Russellově diagramu umístěna horizontálně. Prochází pásem nestability , jehož průsečík tvoří Schwarzschildovu mezeru na diagramu . Neexistují žádné stálé hvězdy, pouze proměnné jako RR Lyrae . Prostor rozděluje větev na dvě části: studenou a horkou a hvězdy studené části tvoří na diagramu červenou hvězdokupu [41] [67] .

Ve hvězdách horizontální větve se helium postupně spotřebovává v jádrech, což vede k určité změně jejich parametrů. V určitém okamžiku se spustí zdroj vrstvy helia a uhlíkovo-kyslíkové jádro se stane neaktivní - hvězda opustí horizontální větev [41] . U Slunce bude pobyt na horizontální větvi trvat 110-130 milionů let a během této doby se jeho parametry prakticky nezmění [22] [23] .

Modrá smyčka

U hvězd s hmotností větší než 2,3  M ⊙ se helium nevznítí explozivně, ale postupně, proto se vyvíjejí jinak. K tak rychlé změně parametrů a polohy na diagramu nedochází, nicméně s nárůstem produkce energie v jádře helia se hvězda postupně zmenšuje a stává se teplejší, téměř beze změny svítivosti, a posouvá se doleva. diagram, ale pak se vrátí do obří větve. Tato část evoluční dráhy se nazývá modrá smyčka [34] [41] .

Důležitým rysem modré smyčky je, že na ní hvězda může procházet pásem nestability , díky čemuž se stává proměnnou - v tomto případě se na rozdíl od hvězd na vodorovné větvi stává hvězda cefeidou . Většina cefeid jsou přesně hvězdy modré smyčky, protože její průchod trvá mnohem déle než fáze podobra. V závislosti na hmotnosti a metalicitě může k přechodu pásma nestability dojít dvakrát (při zvýšení teploty a při jejím poklesu), ale může k němu dojít jednou, pokud teplota hvězdy na modré smyčce nepřekročí vysokou teplotu hranice pásma, nebo k tomu nemusí dojít vůbec [41] [65] [66] . Doba průchodu modré smyčky závisí na hmotnosti hvězdy: s počáteční hmotností hvězdy 10 M ⊙ bude doba průchodu 4 miliony let a s hmotností 5  M ⊙  bude 22 milionů let [34] .

Asymptotická větev obrů

Asymptotická větev obrů je konvenčně rozdělena na dvě části. První část začíná po fázi horizontální větve a modré smyčky, kdy jsou zásoby hélia hvězd v jádrech téměř vyčerpány a jádra se skládají převážně z uhlíku a kyslíku . Spalování helia na koncích jádra a je spuštěn zdroj heliového listu, podobný vodíku, k čemuž dochází po dokončení fáze hlavní sekvence . Vnější vrstvy hvězdy se opět začnou rychle rozšiřovat a povrch - ochlazovat. Současně se zastaví spalování vodíku ve vrstveném zdroji. Stejně jako na větvi rudého obra se objevuje rozšířená konvektivní skořápka, která u hvězd těžších než 3–5  M ⊙ (přesná hodnota závisí na výchozím chemickém složení) v určitém okamžiku vede k promíchání hmoty – druhému vytažení [34] [41] .

To způsobí, že se hvězda v Hertzsprung-Russellově diagramu pohybuje nahoru a doprava. U hvězd s hmotností menší než 2,3  M ⊙ je dráha hvězdy v diagramu docela blízko větve rudého obra , jen s mírně vyšší teplotou, proto se tomuto stádiu říká „asymptotická obří větev“. Stejný termín se používá k popisu vývoje hvězd těžších než 2,3  M ⊙ , ačkoli u nich je asymptotická větev obra umístěna mnohem výše než větev rudého obra [34] [41] .

Druhá část, známá jako tepelně  pulsující fáze , nastává, když zdroj vrstvy helia dosáhne zbývajícího vodíkového obalu. Od tohoto okamžiku se začnou střídat zdroje helia a vodíku: hvězda se stává velmi nestabilní, začíná pulsovat a ztrácet hmotu, vyhazuje hmotu a několikrát promíchává vlastní hmotu; doba pulsace hvězdy je od desítek do stovek tisíc let [70] . V této fázi hvězdy s hmotností větší než 1,2–1,5 M ⊙ podstupují třetí nabírání , během kterého se může dostat na povrch velké množství uhlíku , v důsledku čehož se hvězda může stát uhlíkovou hvězdou [34] . Hvězdy vážící méně než 8 M ⊙ nejsou schopny vytvořit v hlubinách dostatečně vysokou teplotu k zahájení jaderného spalování uhlíku a tato fáze se pro ně stává posledním, ve kterém probíhají termonukleární reakce - po odhození obalu z hvězdy , zůstává bílý trpaslík , sestávající z uhlíku a kyslíku [34] [41] . Na konci této fáze bude hmotnost Slunce 0,54  M ⊙ [23] .

Hvězdy vysoké hmotnosti

Evoluční stadia hvězd s velkou počáteční hmotností (více než 8  M ⊙ ) jsou podobná jako u méně hmotných hvězd, existují však i rozdíly. Například hoření hélia v takových hvězdách začíná ještě předtím, než hvězda přejde do větve rudého obra, takže nejhmotnější hvězdy se stávají veleobry , postupně se zvětšují a ochlazují, nebo pokud ztratí svůj obal v důsledku silného hvězdného větru  , proměnit ve hvězdy typu Wolf-Rayet [41] .

Evoluce hvězd o hmotnosti 8–10  M ⊙ probíhá stejně jako u méně hmotných, ale v závěrečných fázích vývoje jsou schopny zapálit uhlík ve svém nitru. Spuštění tohoto procesu bylo nazváno „ uhlíková detonace “; dochází k němu výbušně, jako záblesk helia [71] . Při uhlíkové detonaci se uvolňuje velké množství energie, která nejen odstraňuje degeneraci jádrového plynu, ale může také vést k explozi hvězdy jako supernovy typu II . Pokud hvězda neexploduje, pak se v jádru začne hromadit neon a možná i těžší prvky. Dříve nebo později dojde k degeneraci jádra, načež jsou možné dvě situace: buď hvězda po fázi teplotních pulsací odhodí svůj obal, nebo exploduje jako supernova . V prvním případě zůstává na místě hvězdy bílý trpaslík , ve druhém neutronová hvězda [41] [72] [73] .

U hvězd s hmotností větší než 10  M ⊙ uhlíkovo-kyslíkové jádro, které se v nich tvoří, nedochází k degeneraci a nedochází k detonaci uhlíku – uhlík se postupně rozsvěcuje, když spalování helia v jádře končí. K podobnému procesu dochází u těžších prvků a ve hvězdě se tvoří několik vrstevných zdrojů a vrstev různého chemického složení, které se šíří ze středu hvězdy. Hmotnost hvězdy určuje, na kterém prvku termojaderná fúze skončí  - v žádném případě však nebudou syntetizovány prvky těžší než železo , které má maximální vazebnou energii nukleonů na nukleon, protože je to energeticky nevýhodné [20] [41] . Železo vzniká ve hvězdách s počáteční hmotností větší než 10–15  M ⊙ [74] , ale v každém případě se ve hvězdě objeví jádro, ve kterém nedochází k termonukleárním reakcím, a jeho hmotnost roste. V určitém okamžiku se jádro zhroutí neutronizací hmoty a samotná hvězda exploduje jako supernova typu II. V závislosti na hmotnosti zbytku po výbuchu hvězdy se z něj stane buď neutronová hvězda nebo černá díra [41] [75] .

Závěrečné fáze hvězdného vývoje

Bílí trpaslíci

Bílý trpaslík  je horký objekt s malými rozměry a vysokou hustotou hmoty: s hmotností řádu Slunce je jeho poloměr ~100krát menší. Tak vysoká hustota je způsobena degenerovaným stavem jeho hmoty [76] .

Hvězdy s hmotností menší než 8–10 M⊙ se na konci svého vývoje stávají bílými trpaslíky . U hvězd s hmotností menší než 0,2 M ⊙ tento proces probíhá bez vyvržení obalu, protože jsou chemicky homogenní díky neustálé konvekci a na konci svého života se stávají zcela héliem [6] [64] . Hvězdy o větší hmotnosti, když v nich shoří vrstvový zdroj, odhodí významnou část hmoty, která je pozorována jako planetární mlhovina . Ze samotné hvězdy zbylo pouze zdegenerované jádro, které, když ztratilo svůj obal, je bílý trpaslík. Z hvězd s počáteční hmotností menší než 0,5 M ⊙ zůstává héliový bílý trpaslík, z hmotnějších hvězd do 8 M ⊙  trpaslík uhlík - kyslík . Pokud hvězda o hmotnosti 8–10 M ⊙ opustí bílého trpaslíka a nikoli neutronovou hvězdu , pak se skládá z těžších prvků: kyslíku, neonu , hořčíku a případně dalších prvků [41] [72] .

Tak či onak se u bílých trpaslíků žádná energie nevyrábí a vyzařují jen díky vysoké teplotě látky. Přestože nejteplejší z nich může mít povrchovou teplotu 70 000 K , jejich absolutní svítivost je nízká kvůli malé velikosti vyzařující plochy. Postupně během miliard let se bílí trpaslíci ochlazují a stávají se černými trpaslíky [76] [77] .

Neutronové hvězdy

Hmotnost bílého trpaslíka je shora omezena Chandrasekharovou hranicí , která se rovná přibližně 1,46 M ⊙  - pro větší hmotnost nemůže tlak degenerovaného elektronového plynu v žádném poloměru bílého trpaslíka kompenzovat sílu gravitační kontrakce. V tomto případě se jádro zhroutí, ve kterém je většina jeho hmoty neutronizována : elektrony jsou „stlačeny“ do protonů , tvoří neutrony a emitují neutrina. Při jaderných hustotách hmoty se beta rozpad neutronů stává energeticky nepříznivým a neutrony se stávají stabilními částicemi [78] . Jádro hvězdy se nepromění v bílého trpaslíka, ale v neutronovou hvězdu , přičemž se uvolní obrovské množství energie a dojde k výbuchu supernovy . Hvězdy s počáteční hmotností větší než 8–10 M ⊙ se mohou stát jak neutronovými hvězdami, tak černými dírami [41] [79] [80] .

Neutronové hvězdy jsou ještě hustší objekty než bílí trpaslíci. Minimální možná hmotnost neutronové hvězdy je 0,1 M⊙ a v tomto případě bude poloměr neutronové hvězdy asi 200 km . Při hmotnosti asi 2 M ⊙ bude poloměr ještě menší, asi 10 km [79] .

Černé díry

Pokud hmota jádra překročí Oppenheimer-Volkovovu hranici rovnou 2–2,5 M ⊙ , neutronová hvězda také nebude stabilní vůči gravitační kontrakci a kolaps bude pokračovat. Stavy hmoty, které mohou zabránit gravitační kontrakci, nejsou známy a jádro se bude dále hroutit. V určitém okamžiku se jeho poloměr rovná Schwarzschildově poloměru , při kterém se druhá kosmická rychlost rovná rychlosti světla a objeví se černá díra s hvězdnou hmotností [41] [79] .

Existuje však i jiný scénář vzniku černých děr, kdy k výbuchu supernovy nedochází – místo toho se hvězda zhroutí a změní se v černou díru, takto zhroucená hvězda se nazývá neúspěšná supernova . Pravděpodobně takto končí svůj život 10 až 30 % hmotných hvězd, nicméně astronomové dosud objevili pouze dvě takové události [81] [82] .

Evoluce hvězd v blízkých binárních soustavách

Hvězdy ve dvojhvězdných soustavách, pokud je vzdálenost mezi nimi dostatečně velká, se navzájem prakticky neovlivňují, takže jejich vývoj lze považovat za vývoj dvou samostatných hvězd. To však neplatí pro blízké binární systémy  – systémy, ve kterých jsou vzdálenosti mezi hvězdami srovnatelné s jejich velikostmi. V takových systémech může velikost jedné nebo obou hvězd pro ně přesáhnout velikost Rocheova laloku a v tomto případě může hmota začít proudit k jiné hvězdě nebo být vyvržena do okolního prostoru. Kvůli tomu se mění hmotnosti a chemické složení hvězd, což následně mění průběh hvězdného vývoje [10] [11] [83] [84] .

Uzavřené systémy malé hmotnosti

Pokud mají obě hvězdy malou hmotnost - například 2 a 1 M ⊙ , pak se hmotnější hvězda stane v procesu evoluce podobrem , zatímco druhá zůstane hvězdou hlavní posloupnosti . V určitém okamžiku velikost větší hvězdy přesáhne velikost jejího Rocheova laloku a hmota začne proudit k té druhé. V důsledku změny hmotností hvězd z přetečení se přetečení hmoty zrychlí, protože se hvězdy začnou k sobě přibližovat, což vyplývá ze zákona zachování momentu hybnosti. Původně hmotnější hvězda nakonec ztratí celý svůj obal a změní se v bílého trpaslíka o hmotnosti 0,6 M ⊙ , zatímco hmotnost druhé hvězdy vzroste na 2,4 M ⊙ . Nárůst hmoty zvýší rychlost jejího vývoje, bude se vyvíjet druhá hvězda, která vyplní svůj Rocheův lalok, a plyn, sestávající převážně z vodíku , z vnějších vrstev druhé hvězdy bude proudit z ní k bílému trpaslíkovi. Kdykoli na bílého trpaslíka zasáhne dostatek vodíku, dojde na jeho povrchu k výbuchu vodíkové fúze , který bude pozorován jako výbuch novy . Tok hmoty bude pokračovat, dokud hmotnost bílého trpaslíka nepřekročí Chandrasekharův limit , což povede ke vzniku supernovy typu Ia [11] [83] .

Například uzavřený binární systém Algol se vyvíjí podle tohoto mechanismu . S tímto systémem souvisí Algol paradox , vysvětlený v 50. letech 20. století: v tomto systému má složka A větší hmotnost než složka B a měla by se vyvíjet rychleji, ale Algol A je hvězda hlavní posloupnosti a Algol B je vyvinutý podobr. Než bylo pozorováním zjištěno, že v systému dochází k toku hmoty, zdálo se, že existence takového systému odporuje teorii hvězdné evoluce [83] .

Uzavřené systémy velké hmotnosti

Jako další příklad uvažujme soustavu dvou hvězd o hmotnostech 20 a 8 M ⊙ . Stejně jako v předchozím případě se hmotnější hvězda vyvine dříve a po zvětšení velikosti začne ztrácet hmotu. Za několik tisíc let ztratí asi 3/4 své hmoty a stane se Wolf-Rayetovou hvězdou o hmotnosti 5 M ⊙ , která se skládá převážně z helia . V jádru této hvězdy bude helium hořet za vzniku uhlíku a kyslíku a po výbuchu supernovy z něj zůstane kompaktní objekt o hmotnosti asi 2 M ⊙ . Hybnost hmoty vyvržené během exploze supernovy může urychlit systém na vesmírnou rychlost řádově 100 km/s [10] [11] [83] [84] .

Druhá hvězda, již o hmotnosti 23 M ⊙ , se začne rozpínat a vydávat silný hvězdný vítr , jehož hmota tvoří akreční disk kolem kompaktního objektu, a když dopadne na povrch hvězdy, bude generovat tepelný Rentgenové záření . Zpočátku bude spíše slabá, ale když hvězda naplní Rocheův lalok , její síla bude 10 3 -10 4 L ⊙ . Nakonec jsou možné tři výsledky: vznik objektu se superkritickým akrečním diskem (příkladem je SS 433 ), vznik rudého obra s neutronovou hvězdou v jádře ( objekt Thorn-Žitkov ) a nakonec Wolf-Rayetova hvězda s kompaktním společníkem a rozptylem do prostoru mušle. V druhém případě vybuchne hvězda typu Wolf-Rayet jako supernova, což ve většině případů povede ke kolapsu systému, ale je možná situace, kdy je gravitační spojení složek zachováno. V tomto případě se systém změní na binární neutronovou hvězdu [10] [11] [83] [84] .

Poznámky

  1. ↑ Evoluce hvězd . Encyklopedie fyziky a techniky . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 10. července 2020.
  2. ↑ Život hvězd . www.sai.msu.su _ Staženo 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 1. července 2020.
  3. ↑ Jak vypadá životní cyklus hvězdy? . new-science.ru . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 11. července 2020.
  4. ↑ Postnov K. A. V co se mění hvězdy na konci života . Astronet . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 12. července 2020.
  5. ↑ 1 2 Mironova I. Hlavní sekvence . Astronet . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 29. června 2020.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 Laughlin G.; Bodenheimer P.; Adams F.C. Konec hlavní sekvence  //  The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing . — ISSN 0004-637X .
  7. ↑ 1 2 Shklovsky, 1984 , s. 87.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 398.
  9. ↑ Evoluce hvězd . Ústav fyziky. Kirenský . Staženo 11. července 2020. Archivováno z originálu 10. února 2020.
  10. ↑ 1 2 3 4 Evoluce blízkých dvojhvězd  / A. V. Tutukov // Kosmická fyzika: Malá encyklopedie / Redakční rada: R. A. Sunjajev (šéfredaktor) a další - 2. vyd. - M  .: Sovětská encyklopedie , 1986. - S. 731-738. — 70 000 výtisků.
  11. ↑ 1 2 3 4 5 Cherepashchuk A. M. Blízké dvojhvězdy v pozdních fázích evoluce . Astronet . Získáno 16. července 2020. Archivováno z originálu dne 20. října 2015.
  12. ↑ Rooney E. Historie astronomie. - S. 119. - ISBN 978-5-9950-0834-7 .
  13. ↑ 1 2 3 4 Historie astronomie . Ústav dějin přírodních věd a techniky SI Vavilova Ruské akademie věd . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 29. června 2020.
  14. ↑ 1 2 3 Shklovsky, 1984 , s. 102–103.
  15. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 360.
  16. ↑ Shklovsky, 1984 , s. 133.
  17. ↑ Nadezhin D.K. Jaderné reakce ve hvězdách . Velká ruská encyklopedie . Získáno 18. srpna 2020. Archivováno z originálu dne 23. října 2020.
  18. ↑ 1 2 Wilkinson F. Hvězdy hlavní sekvence . Astrofyzický divák . Staženo 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 21. července 2018.
  19. ↑ Hvězdy hlavní sekvence . Národní zařízení Australia Telescope . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 21. července 2020.
  20. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 413.
  21. ↑ Prialnik D. Úvod do teorie hvězdné struktury a  evoluce . - Cambridge University Press , 2000. - ISBN 978-0-521-65937-6 .
  22. ↑ 1 2 3 Schröder KP; Smith RC Vzdálená budoucnost Slunce a Země znovu navštívená  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  : časopis  . - Oxford University Press , 2008. - Květen ( roč. 386 , č. 1 ). - S. 155-163 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . - . - arXiv : 0801.4031 .
  23. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Sackmann IJ; Boothroid AI; Kraemer K.E. Naše slunce. III. Současnost a budoucnost  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1993.
  24. ↑ Hvězdný zrod titanu  // Věda a život . - 2020. - prosinec ( č. 12 ). - S. 15-16 . — ISSN 0028-1263 .
  25. ↑ Ryzhov V.N. Hvězdná nukleosyntéza - zdroj původu chemických prvků . Astronet . Získáno 8. června 2020. Archivováno z originálu dne 8. června 2020.
  26. ↑ Explozivní nukleosyntéza . Encyklopedie fyziky a inženýrství . Získáno 18. července 2020. Archivováno z originálu dne 18. července 2020.
  27. ↑ LeBlanc F. Úvod do hvězdné astrofyziky . - Spojené království: John Wiley & Sons , 2010. - S. 218. - ISBN 978-0-470-69956-0 .
  28. ↑ Lewis J.S. Fyzika a chemie sluneční  soustavy . - Spojené království: Elsevier Academic Press , 2004. - S. 600. - ISBN 978-0-12-446744-6 .
  29. ↑ Chabrier G. Spalování deuteria v substellárních objektech  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2000. - Sv. 542 , č.p. 2 . — P.L119 . - doi : 10.1086/312941 . - . - arXiv : astro-ph/0009174 .
  30. ↑ Tmavá svítidla: hnědí trpaslíci . Populární mechanika . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 8. června 2020.
  31. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 387.
  32. ↑ Shklovsky, 1984 , s. 43.
  33. ↑ Sekce X, Hvězdný vývoj . Experimentální vesmírná plazmová skupina University of New Hampshire . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 19. srpna 2019.
  34. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Salaris M.; Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations  (anglicky) . - Cheichester: John Wiley & Sons , 2005. - 388 s. — ISBN 978-0-470-09219-X .
  35. ↑ 1 2 3 4 5 6 Surdin V. G .; Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho se tvoří hvězdy . Z mraku ke hvězdě . Astronet (1992) . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 23. září 2015.
  36. ↑ Virální teorém  / Novikov I. D.  // Vesmírná fyzika: Malá encyklopedie / Redakční rada: R. A. Sunjajev (šéfredaktor) a další - 2. vyd. - M  .: Sovětská encyklopedie , 1986. - S. 167-168. — 70 000 výtisků.
  37. ↑ 1 2 3 4 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho se tvoří hvězdy . Z mraku ke hvězdě . Astronet (1992) . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 23. září 2015.
  38. ↑ 1 2 Richard B. Larson. Fyzika vzniku hvězd  (angl.)  // Reports on Progress in Physics . - Bristol: IOP Publishing , 2003. - Září ( vol. 66 , Iss. 10 ). — S. 1651–1697 . — ISSN 0034-4885 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R03 .
  39. ↑ 1 2 3 Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars . Kde, jak a z čeho hvězdy vznikají. . Co jsou protohvězdy? . Astronet (1992) . Získáno 5. října 2020. Archivováno z originálu dne 6. března 2012.
  40. ↑ 1 2 3 4 Evoluce hvězd (nepřístupný odkaz) . Katedra astronomie a kosmické geodézie . Tomská státní univerzita . Staženo 30. srpna 2020. Archivováno z originálu 13. července 2018. 
  41. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Karttunen H.; Kröger P.; Oja H.; Poutanen M.; Donner KJ Fundamental Astronomy  . — 5. vydání. - Berlin, Heidelberg, N. Y. : Springer , 2007. - S. 243-254. — 510p. - ISBN 978-3-540-00179-9 .
  42. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 394–395.
  43. ↑ 12 Dráha Darling D. Henyey . Internetová encyklopedie vědy . Datum přístupu: 11. července 2020.
  44. ↑ 12 Henyey track . Oxford Reference . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 15. července 2021.
  45. ↑ Henyey LG ; Lelevier R.; Levee RD RANÉ FÁZE HVĚZNÉHO EVOLUCE  // The Astronomical Society of the Pacific. — 1955.
  46. ↑ Burrows A.; Hubbard WB; Saumon D.; Lunine JI Rozšířený soubor modelů hnědého trpaslíka a hvězd o velmi nízké hmotnosti  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : op. vědecký časopis . - IOP Publishing , 1993. - Sv. 406 , č.p. 1 . - S. 158-171 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/172427 . - .  — Viz c. 160.
  47. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 356–358.
  48. ↑ Hansen CJ; Kawaler SD (1999), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure and Evolution , Astronomy and Astrophysics Library, N. Y .: Springer New York , s. 39, ISBN 978-0387941387 , < https://books.google.com/books?id=m-_6LYuUbUkC&pg=PA39 > Archivováno 7. června 2020 ve Wayback Machine 
  49. ↑ 1 2 Clayton D. D. Principy hvězdné evoluce a nukleosyntézy  . - Chicago: University of Chicago Press , 1983. - S. 481-482. — 621 s. - ISBN 978-0-226-10953-4 .
  50. ↑ Gloeckler G.; Geiss J. Složení místního mezihvězdného média, jak je diagnostikováno pomocí snímacích iontů  (anglicky)  // Advances in Space Research  : journal. — Elsevier , 2004. — Sv. 34 , č. 1 . - str. 53-60 . — ISSN 0273-1177 . - doi : 10.1016/j.asr.2003.02.054 . — .
  51. ↑ Surdin V. G. Mezihvězdné médium . Astronet . Staženo 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 17. července 2020.
  52. ↑ Baturin V.; Mironova I. Hvězdy: jejich struktura, život a smrt . Struktura hvězd hlavní posloupnosti . Astronet . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 5. července 2020.
  53. ↑ Postnov K. A. Evoluce hvězd po hlavní sekvenci // Přednášky o obecné astrofyzice pro fyziky. — M .: Astronet .
  54. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 401.
  55. ↑ 1 2 Belyaeva E. E. Fyzika hvězd . Rovnice hydrostatické rovnováhy . portál KFU . Kazaňská federální univerzita . Získáno 30. srpna 2020. Archivováno z originálu dne 11. dubna 2021.
  56. ↑ Popov S. B. Kapitola 4 // Vesmír. Stručný průvodce prostorem a časem: Od sluneční soustavy k nejvzdálenějším galaxiím a od velkého třesku k budoucnosti vesmíru . — M. : Alpina literatura faktu , 2018. — 400 s. - ISBN 978-5-91671-726-6 .
  57. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 394–398.
  58. ↑ Shklovsky, 1984 , s. 134.
  59. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 441.
  60. ↑ Mironova I. Hvězdy: jejich struktura, život a smrt . Pozorování evoluce hvězd . Astronet . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 5. června 2020.
  61. ↑ Zombeck, MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71-73. Cambridge University Press . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu 12. srpna 2007.
  62. ↑ Třídy světelnosti  // Vesmírná fyzika: Malá encyklopedie / Redakční rada: R. A. Sunjajev (šéfredaktor) a další - 2. vyd. - M  .: Sovětská encyklopedie , 1986. - S. 607. - 656 s. — 70 000 výtisků.
  63. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 399.
  64. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , str. 158.
  65. ↑ 1 2 Gerard S. Tajné životy  cefeid . Univerzita Villanova (2014). Získáno 12. července 2020. Archivováno z originálu dne 13. července 2020.
  66. ↑ 1 2 Rastorguev A. S. Cefeidy - hvězdné majáky vesmíru . Státní astronomický ústav PK Sternberg , Moskevská státní univerzita . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 15. července 2021.
  67. ↑ 1 2 3 4 5 Djorgovski G. Hvězdná evoluce po hlavní sekvenci . Astronomie Caltech . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 4. července 2020.
  68. ↑ Shklovsky, 1984 , s. 137.
  69. ↑ F. C. Adams, G. J. M. Graves, G. Laughlin. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence  (anglicky)  // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica . - Mexiko: Instituto de Astronomía, 2004. - 1. prosince ( vol. 22 ). — S. 46–49 . — ISSN 0185-1101 .
  70. ↑ van Loon, J. Th. O závislosti na metalicitě větrů z červených veleobrů a hvězd asymptotických obřích větví // Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss, Explosions, Cosmology ASP Conference Series  / editoři: PA Crowther, J. Puls. - 2008. - 12 s. - doi : 10.1017/S1743921308020528 .
  71. ↑ Baturin V.A.; Mironova IV Detonace uhlíku . Astronet . Získáno 19. července 2020. Archivováno z originálu dne 5. června 2020.
  72. ↑ 1 2 Mironova I. Schéma vývoje jedné hvězdy . Astronet . Astronet . Získáno 11. července 2020. Archivováno z originálu dne 29. června 2020.
  73. ↑ Siess, L. Evoluce masivních hvězd AGB  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2006. - Sv. 448 , č.p. 2 . - str. 717-729 . - doi : 10.1051/0004-6361:20053043 . - .
  74. ↑ Salaris M., Cassisi S. Evoluce hvězd a hvězdných populací  . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - s. 239. - 338 s. — ISBN 978-0-470-09219-X .
  75. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 414.
  76. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 418.
  77. ↑ Bílý trpaslík  . Encyklopedie Britannica . Datum přístupu: 29. listopadu 2021.
  78. ↑ Neutronizace Nadezhin D.K. Vesmírná fyzika . Astronet . Datum přístupu: 29. listopadu 2021.
  79. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 420.
  80. ↑ Supernovy  / V. P. Utrobin // Vesmírná fyzika: Malá encyklopedie / Redakční rada: R. A. Sunjajev (šéfredaktor) a další - 2. vyd. - M  .: Sovětská encyklopedie , 1986. - S. 600-607. — 70 000 výtisků.
  81. ↑ Kolapsující hvězda zrodila černou díru . NASA , Jet Propulsion Laboratory (25. května 2017). Získáno 16. července 2020. Archivováno z originálu dne 16. července 2020.
  82. ↑ Billings L. Astronomové mohli být svědky 2 zrození černé díry . Scientific American (1. listopadu 2015). Získáno 16. července 2020. Archivováno z originálu dne 25. dubna 2016.
  83. ↑ 1 2 3 4 5 Karttunen H.; Kröger P.; Oja H.; Poutanen M.; Donner KJ Fundamental Astronomy . - Springer, 2007. - S. 254-256. — 510 s. - ISBN 978-3-540-00179-9 .
  84. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 421-427.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích