Таким образом, протозвезды являются мощными источниками инфракрасного излучения. Наблюдения показывают, что в межзвездных газопылевых комплексах есть компактные источники инфракрасного излучения. Это объекты Хербига - Аро (их известно свыше 100), названные так в честь астрономов, открывших их. Очевидно, протозвездами будут и источники мазерного излучения молекул Н₂О и ОН.

За последние 40 лет представления об изменении физических параметров протозвезд, а также и о их эволюционных треках на диаграмме спектр-светимость, радикально пересмотрены. За это же время усовершенствованы методы вычислений радиуса, поверхностной температуры и светимости протозвезд, ее внутренней структуры при помощи электронно-вычислительных машин.

Например, в 50-ых годах считали, что эволюционная кривая, которую описывает протозвезда на диаграмме спектр-светимость, начинается в дальнем правом нижнем углу этой диаграммы, и что светимость протозвезды медленно и непрерывно возрастает вплоть до выхода на главную последовательность. При этом считали, что во время гравитационного сжатия звезды энергия в ней переносится лишь переизлучением. Однако в 1961 г. японский астроном Ч. Хаяши выяснил, что когда звезда сжимается как единое целое, то энергия в ней от центра к поверхности переносится конвекцией. В 80-ых годах доказали, что на самом деле часть газопылевой тучи сжимается как целое (в режиме свободного падения) лишь на начальной стадии.

Как только в центральной зоне сначала однородного газового шара образовывается ядро со значительно высшей плотностью, то ускорение силы тяжести возле него увеличивается и соответственно возрастает скорость падения внутренних слоев протозвезды. Ядро сжимается, масса его непрерывно возрастает, соответственно увеличивается и температура в центре. Через несколько десятков тысяч лет после начала формирования температура уже достигает значения свыше 10⁶К, так что в ядре начинает выгорать дейтерий. Энергия через все вещество ядра переносится конвекцией. Однако все это излучение поглощает вещество оболочки, которая продолжает падать на уже сформированный зародыш протозвезды. И лишь, после того как основная часть массы оболочки упадет на ядро, а ее остаток становится прозрачным, мы можем заметить свет самой звезды. Ядро сжимается до тех пор, пока температура в нем не достигнет значения, достаточного для реакций синтеза гелия из четырех протонов. Сила тяготения в каждой точке звезды уравновешивается соответственно градиентом давления и на диаграмме спектр-светимость звезда, соответственно ее массе, занимает определенное место на главной последовательности.

Итак, главная последовательность – это геометрическое место точек на диаграмме спектр-светимость, которые отображают положение звезд, в недрах которых водород превращается в гелий.

Вычисления показывают, что сжатие протосолнца длилось около 25 млн. лет. Для других звезд это время тем меньше, чем больше их масса. Протозвезда с массой 15т_☼ эволюционирует к главной последовательности за 60 000 лет, а с массой m=0,5 т_☼ - около 150 млн. лет.

Все эти данные дают лишь более или менее возможные схемы развития протозвезд. Так как еще не выяснено, насколько правильный выбор математических соотношений, которые описывают перенесение энергии из недр звезды конвекцией, как влияет на эволюционный путь звезды ее обращение вокруг оси, а также магнитное поле, которое пронизывает газопылевое облако. Что касается вращения, то очевидно, что оно придает сферическую симметрию. Вычисления, которые пока что приходится проводить с определенными упрощениями, дают возможность сделать вывод, что фрагмент, который от начала имел заметное вращение, со временем сплющивается в направлении оси вращения. При дальнейшей эволюции фрагмента он превращается в кольцо, в котором через несколько десятков тысяч лет формируется два диаметрально противоположных уплотнения, которые дальше становятся звездами, образовывая двойную систему.

Уплотнения, которые формируется в центральной зоне протозвезды, может избавиться своего момента количества движения (передать его периферийным частям облака) благодаря магнитным полям, а также турбулентным движениям с учетом трения. Однако эти процессы наименее изучены.

3. Выход звезд из главной последовательности. Гравитационный коллапс и поздние стадии эволюции звезд

Пребывание звезды на главной последовательности длится до тех пор, пока в ее недрах не исчерпается ядерное горючее – водород. Точнее, как это определили в 1942 г. М. Шенберг и С. Чандрасекар, пока в центре звезды не образуется гелиевое ядро с массой 10...12% массы Солнца. Время, за которое звезда достигает предела Шенберга-Чандрасекара (т.е. время пребывания на главной последовательности), описывает формула:

(1).

Здесь учтено, что светимость звезды равна: и запасы энергии . По всей видимости, звезда спектрального класса В, что имеет массу m = 20m_☼ находится на главной последовательности несколько миллионов лет (звезда типа Солнца c m = 1m_☼ - на протяжении 10 млрд. лет, а красный карлик с массой m = 0,5 m_☼ около 100 млрд. лет).

С уменьшением содержания водорода в ядре звезды коэффициент непрозрачности вещества непрерывно уменьшается. Это приводит к непрерывной перестройке звезды, что сопровождается сжатием ее ядра и разбуханием оболочки. При этом часть потенциальной энергии переходит в тепло, температура звезды возрастает. В это время реакции синтеза гелия из водорода проходят в тонком сферическом слое, который непосредственно окружает ядро. Поскольку водород в упомянутом слое также постепенно выгорает, то соответственно непрерывно возрастает масса гелиевого ядра. Это приводит к увеличению силы тяготения, дальнейшему сжатию ядра и к росту температуры в нем. Соответственно возрастает светимость звезды. Энергия, которая выделяется в ее недрах, не успевает просачиваться наружу с помощью переизлучения фотонов, поэтому возникают конвективные потоки, так что очень быстро конвекция становится решающим механизмом перенесения энергии от ядра через оболочку звезды.

Ядро сжимается и температура его повышается до тех пор, пока в нем не начнутся реакции синтеза более тяжелых химических элементов (если масса звезды m > 1,2m_☼). Например, при температуре 200 млн. кельвинов при соединении трех ядер атома гелия синтезируются ядра атома углерода, а со временем при еще высших температурах образовываются кислород, неон и т.д. При этом на некоторое время энергии, которая выделяется, достаточно, чтобы временно остановить сжатие ядра. Реакции синтеза перебегают с выделением энергии вплоть до синтеза ядер атомов железа. Более тяжелые химические элементы, которые также образовываются, является следствием хода эндотермических реакций, которые сопровождаются некоторым охлаждением недр звезды.

За все время выгорания водорода в ядре звезды она немного смещается на главной последовательности и очень быстро оставляет ее, как только достигнет предела Шенберга-Чандрасекара, превратившись в зависимости от своей массы в красного гиганта или сверхгиганта.

Если масса звезды m < 1,2m_☼ , то после исчерпания водорода в ядре оно сжимается. За несколько десятков тысяч лет размеры ядра звезды уменьшаются приблизительно в 100 раз, плотность вещества в нем равняется нескольким сотням килограммов на кубический сантиметр. На этой стадии сжатие ядра останавливается давлением вырожденного электронного газа, т.е. ядро звезды превращается в белый карлик. Оболочка звезды увеличивается до (10... 100)R☼, так что сама звезда становится красным гигантом. Приблизительно через 20000 лет оболочка совсем отделяется от ядра. На месте бывшей звезды главной последовательности остается звезда белый карлик и оболочка, которая со скоростью около 20 км/с расширяется в окружающее пространство как планетарная туманность. Таким будет завершающий этап эволюции нашего Солнца.

Если масса звезды больше 1,2m_☼ , то при сжатии массивного ядра, температура в нем достигает сотен миллионов и даже миллиардов кельвинов. Например, в звезды с массой m = 2m_☼ формируется чисто гелиевое ядро, где температура достигает 1,7 млрд. кельвинов. В ядре такой звезды возможные термоядерные реакции вплоть до образования кремния.

На диаграмме спектр-светимость после выгорания водорода в ядре звезда смещается вправо вверх, превращаясь у красного гиганта или сверхгиганта. Если масса звезды больше чем 5m_☼, то как только из-за сжатия температура в ядре превысит , в нем начинает выгорать гелий. Тогда сразу же внешние слои звезды перестраиваются, конвекция в оболочке подавляется, и размеры звезды существенным образом уменьшаются. На диаграмме спектр-светимость звезда на протяжении нескольких сотен тысяч лет передвигается почти горизонтально влево к главной последовательности. Однако после того как запасы гелия в ядре исчерпываются, начинается дальнейшее сжатие ядра, которое сопровождается повторным образованием в звезды протяжной конвективной оболочки. Звезда снова передвигается вправо в зону красных сверхгигантов. Такой процесс повторяется несколько раз. Описывая на диаграмме спектр-светимость петли, звезда в моменты перестройки оболочки становится неустойчивой. В ее оболочке возникают и поддерживаются пульсации, т.е. звезда становится пульсирующей сменной.

Как знаем, конечным итогом эволюции звезды с массой m < 1,2m_☼ будет белый карлик. Если же масса звезды m > 1,2m_☼, то после достижения в ее недрах плотности 10⁹ кг/м³ сжатие не прекращается. Сила веса здесь настолько большая, что даже давление вырожденного электронного газа не в состоянии ему противодействовать. Поэтому при сжатии ядра звезды распадаются ядра тяжелых элементов на более простые и проходят реакции «нейтронизации» вещества:

Протоны, из которых состоят атомные ядра, которые образовались на предыдущей стадии эволюции звезды, наконец превращаются в нейтроны. Если, масса ядра меньше 3m_☼, то его сжатие остановится при плотности около 10¹⁷ кг/м³. Благодаря действию принципа запрета Паули при упомянутых плотностях в нейтронном газе также будет действовать специфическая сила отталкивания, которая не дает возможности веществу сжиматься дальше. Ядро такой звезды станет нейтронной звездой.

Ядро сжимается к размерам нейтронной звезды очень быстро, поскольку нет сил, которые могли бы воспрепятствовать этому. В свою очередь, при столкновении вещества оболочки, которая падает вниз, с поверхностью ядра образуется мощная ударная волна, которая распространяется вверх, срывая эту оболочку. Все это создает эффект вспышки сверхновой звезды.

При условиях, созданных в недрах массивных звезд на поздних этапах их эволюции, важную роль в поддержке равновесия звезды играют нейтрино. Как упоминалось (7, ст. 56), из недр Солнца нейтрино выносят 5% энергии, которые там синтезируется. С повышением температуры в недрах звезды роль потоков нейтрино в вынесении энергии и в охлаждении постоянно возрастает. В частности, при температурах, выше 300 млн. кельвинов, значительное количество нейтрино и антинейтрино образуется вследствие рассеяния гамма-квантов на электронах (по схеме ), в дальнейшем – при свободных переходах электронов е^- в поле атомных ядер: .

Вынося большое количество энергии из недр звезды (при температуре свыше 1 млрд. кельвинов это составляет около 50% всей энергии, которая высвобождается за счет гравитационного сжатия и термоядерных реакций), нейтрино тем самым существенным образом охлаждают ядро и выступают причиной все большего сжатия в ускоренном темпе. За подсчетами, без таких потерь энергии углерод в ядре звезды с массой 15,6m_☼ сгорал бы на протяжении 250 тыс. лет. Вынесение же энергии нейтринными парами сокращает продолжительность эволюции звезды на этом этапе до 20 тыс. лет. Следующие термоядерные реакции, если бы не было нейтринных потоков, длились бы около 600 тыс. лет. Перенесение же энергии из недр звезды нейтринными потоками приводит к тому, что конечные фазы эволюции звезд имеют черты взрыва – коллапса, поскольку ядро сжимается катастрофически. Правильность этой схемы подтвердили наблюдение сверхновой из Большого Магелланового Облака, когда соответственно проведенных вычислений для таких явлений зафиксировали кратковременный импульс нейтринного излучения.

Сложнее говорить о конечных этапах развития звезды, масса которой больше 3m_☼, поскольку масса нейтронной звезды не может превышать указанное значение. Высказывают допущение, что такие звезды после перехода в стадию сжатия продолжают его, превращаясь, наконец, в черные дыры. Однако есть основания утверждать, что большинство массивных звезд (с массой меньшей, чем 10m_☼) избавляется от излишка своей массы на тех этапах эволюции, когда после выгорания (следует помнить, что срок этот условный) водорода, потом гелия и других элементов в недрах звезды, она на короткое время становится сверхгигантом. Такие надгиганты, с поверхности которых интенсивно «стекает» вещество (с темпом его потери до 10^-5 m_☼/год), в самом деле существуют. Однако полностью возражать против возможности сжатия массы звезды за ее сферу Шварцшильда нельзя. По статистическим данным видно, что каждый год в Галактике должны были бы завершать свою эволюцию около пяти звезд с массами свыше 3m_☼, и столько должно было бы вспыхивать сверхновых. Но в среднем в Галактике вспыхивает одна сверхновая за 50 лет (в наше время в последний раз это случилось в 1604 г.). Поэтому не исключено, что определенное количество звезд переходит в новое состояние (возможно, в состояние черной дыры), «беззвучно», без внешних эффектов.