Эвалюцыя зорак

Эвалюцыя зорак — паступовае змяненне з цягам часу фізічных характарыстык, унутранай будовы і хімічнага саставу зорак.

Зоркі ўтвараюцца ў выніку гравітацыйнага сціскання рэчыва з газапылавых комплексаў. У працэсе эвалюцыі праходзяць стадыі ад пратазорак да канечных стадый — белых карлікаў, нейтронных зорак ці чорных дзір, у залежнасці ад масы. Пераход зорак з рознай масай на дыяграме «спектр — свяцільнасць» з адной паслядоўнасці на другую пры змяненні ix параметраў з часам называецца эвалюцыйным перамяшчэннем.

Працягласць жыцця зорак складае ад мільёнаў да дзясяткаў мільярдаў гадоў. Гэты час занадта вялікі, каб прасачыць жыццёвы шлях зорак, ці іх эвалюцыю. Таму асноўным метадам даследавання эвалюцыі зорак з’яўляецца пабудова мадэлей унутранай будовы зорак. Пры пабудове мадэлі задаюць пачатковыя ўмовы фізічнага стану газу: хімічны састаў, ціск (шчыльнасць), тэмпературу, масу. Потым на аснове фізічных законаў (газавых законаў, закону прыцягнення) разлічваюць змены гэтых параметраў з цягам часу. Пацверджаннем нараджэння зорак у наш час з’яўляецца існаванне масіўных гарачых зорак спектральных класаў О і В, працягласць жыцця якіх не перавышае 10 млн гадоў.

 Нараджэнне зорак 
Паводле сучасных уяўленняў зоркі ўтвараюцца ў выніку сціскання (гравітацыйнай кандэнсацыі) рэчыва міжзорнага асяроддзя. Зоркі нараджаюцца групамі з гіганцкіх газапылавых комплексаў памерамі да 100 пк і масай у дзясяткі, а часам і сотні тысяч сонечных мас. Газ у гэтых комплексах знаходзіцца ў малекулярным стане з тэмпературай каля 10 К. Пад уздзеяннем гравітацыйных сіл комплекс сціскаецца, шчыльнасць яго расце, і ён распадаецца на асобныя згусткі, ці газапылавыя воблакі.

У газапылавым воблаку выпадкова ці пад дзеяннем знешніх прычын узнікаюць гравітацыйна-няўстойлівыя фрагменты, якія працягваюць сціскацца. Знешнімі прычынамі, што стымулююць зоркаўтварэнне, могуць быць сутыкненні малекулярных воблакаў; зорны вецер ад маладых гарачых зорак; ударныя хвалі, выкліканыя ўспышкамі звышновых зорак. Пры дастаткова вялікай масе фрагмента адбываецца далейшы распад на асобныя фрагменты-згусткі.

Фрагменты зорнай масы, якія сціскаюцца пад дзеяннем уласнага прыцягнення, называюцца пратазоркамі. Пры гравітацыйным сцісканні газ у пратазорцы разаграваецца, і яна пачынае выпраменьваць у інфрачырвоным дыяпазоне спектра. Рэчыва, якое акружае ядро пратазоркі, падае на яго, што павялічвае масу і тэмпературу ядра. Калі ціск, што ствараецца выпраменьваннем зоркі, робіцца дастаткова вялікім, падзенне рэчыва спыняецца. Ціск выпраменьвання абмяжоўвае масу будучых зорак велічынёй у некалькі дзясяткаў мас Сонца. Працягласць стадыі сціскання залежыць ад масы пратазоркі: пры масе меншай за сонечную — сотні мільёнаў гадоў, пры большай — сотні тысяч гадоў.

Вярчэнне пратазорак адыгрывае важную ролю ў іх далейшай эвалюцыі. Часта ў пратазорцы, што верціцца, вакол цэнтральнага згустка ўтвараецца працяглы газапылавы дыск, з якога потым развіваецца планетная сістэма. Зорка, што фарміруецца, у канцы стадыі сціскання мае значныя памеры пры яшчэ адносна нізкай тэмпературы паверхні.

міні|300 px|Дыяграма Герцшпрунга — Расела
Сцісканне пратазоркі спыняецца, калі тэмпература ў цэнтры ядра дасягае некалькіх мільёнаў градусаў, тады ўключаюцца тэрмаядзерныя крыніцы энергіі, рэакцыі пратон-пратоннага цыкла. Момант пачатку тэрмаядзерных рэакцый ёсць момант нараджэння зоркі. Цяпер тэмпература і шчыльнасць унутраных слаёў робяцца такімі, што сіла іх пругкасці можа процідзейнічаць вазе вонкавых слаёў. Пасля пачатку вадародных рэакцый і ўстанаўлення раўнаважнага стану зорка трапляе на галоўную паслядоўнасць дыяграмы «спектр — свяцільнасць». Нованароджаныя зоркі з'яўляюцца на галоўнай паслядоўнасці па ўсёй яе даўжыні (у залежнасці ад іх масы).

 Эвалюцыйныя перамяшчэнні 
Ад масы ў першую чаргу залежыць, якую тэмпературу будзе мець ядро зоркі ў момант устанаўлення ўстойлівай раўнавагі. Чым большая маса газапылавога комплексу, які сціскаецца, а потым пратазоркі і нарэшце зоркі, тым большую вагу слаёў, што ляжаць вышэй, даводзіцца вытрымліваць яе ядру. Таму патрэбна больш высокая тэмпература, каб газавы ціск мог процістаяць гэтай вазе. Самыя масіўныя зоркі (памерам у 30—50 мас Сонца) параджаюць найбольш гарачыя зоркі класа О. Тэмпература цэнтральных зон такіх зорак складае 30—50 млн градусаў.

Большую частку часу зорка знаходзіцца на галоўнай паслядоўнасці. Але паколькі запасы вадароду прапарцыянальныя масе, а расход энергіі (свяцільнасць) прапарцыянальны чацвёртай ступені масы, то вадарод у масіўных зорак выгарае хутчэй. Такім чынам, Сонца вычарпае свой запас вадароднага паліва прыблізна за 10 млрд гадоў. Зоркі з масамі, роўнымі 10 масам Сонца, вычарпаюць яго ўсяго за 10 млн гадоў; чырвоныя карлікі масай каля 0,5 масы Сонца, якія слаба выпраменьваюць, — за 80 млрд гадоў. Гарачых маладых зорак-гігантаў назіраецца меней з-за малога часу іх існавання. Таму найбольш запоўнена ніжняя правая частка галоўнай паслядоўнасці дыяграмы «спектр — свяцільнасць».

Пасля выгарання вадароду ў нетрах зоркі ўтвараецца гарачае геліевае ядро. Далейшая эвалюцыя зоркі залежыць ад масы гэтага ядра. Калі яна меншая за 1,4 масы Сонца, то пад дзеяннем гравітацыйнага сціскання геліевае ядро зноў разаграваецца (тэмпература падымаецца да 100 млн градусаў). Вонкавыя слаі зоркі пры гэтым расшыраюцца і ахалоджваюцца. Зорка быццам бы разбухае. Яе свяцільнасць узрастае, а тэмпература падае. Зорка сыходзіць з галоўнай паслядоўнасці і ў залежнасці ад масы становіцца чырвоным гігантам ці звышгігантам.

Атмасфера зоркі разрастаецца і паступова аддаляецца ад ядра, утвараючы планетарную туманнасць. Канечнай стадыяй эвалюцыі гэтых зорак з'яўляюцца белыя карлікі. Белы карлік — кампактная зорка з масай, прыблізна роўнай масе Сонца, і радыусам, прыблізна ў 100 разоў меншым за Сонца. Шчыльнасць такіх зорак больш чым у 100 тыс. разоў перавышае шчыльнасць вады.

Стадыі эвалюцыі, як і ўсе зоркі, праходзіць і Сонца. Праз 5—8 млрд гадоў яно ператворыцца спачатку ў чырвоны гігант, а потым, скінуўшы абалонку, стане белым карлікам. Зоркі, нашмат больш масіўныя за Сонца, у працэсе эвалюцыі ператвараюцца ў нейтронныя зоркі (пры масе ад 1,4 да 2,5 масы Сонца) ці чорныя дзіры (пры масе большай за 2,5 масы Сонца), праходзячы стадыю звышновай.

 Літаратура 
 Астраномiя: вучэбны дапаможнiк для 11 кл. агул.-адукац. устаноў з беларускай мовай навучання / Галуза I.В., Голубеў У. А., Шымбалёў А. А. — 2-е выд. — Мн.: Народная асвета, 2009. — ISBN 978-985-471-765-4