Эволюция Солнца

облако межзвездной материи достигло критической массы и начался процесс гравитационной конденсации. Пылевые частицы и газовые молекулы падают к центру облака, потенциальная энергия гравитации переходит в кинетическую, а кинетическая энергия в результате столкновений — в тепло. Облако нагревается и вследствие увеличения температуры возрастает его излучение. Оно превращается в протозвезду (звезда в начальной стадии развития). По мере сжатия протозвезды температура ее увеличивается, Когда температура в недрах звезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции. Сначала «выгорает» дейтерий, а затем литий, бериллий и бор. Сжатие в результате выделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается совсем, так как эти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда температура повышается еще больше, начинают действовать протон-протонные реакции (для звезд с массой, меньшей 1,5 M _) или углеродно-азотный цикл (для звезд с большей массой). Протозвезды сжимаются за 10⁸ лет. В результате термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды, происходит «выгорание» водорода. Время пребывания на главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а скорость реакций—от температуры.

При выгорании водорода радиус и масса конвективного ядра уменьшаются. Когда весь водород в ядре звезды превратится в гелий, вторая стадия эволюции (стадия главной последовательности) заканчивается. Ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звезды возрастают, увеличивается светимость и радиус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом, вступая в третью стадию эволюции. Предполагается, что в стадии красного гиганта (или сверхгиганта) в плотном ядре звезды в течение некоторого времени может идти реакция превращения гелия в углерод. Когда гелиевая реакция внутри ядра и водородные реакции на его границе исчерпывают себя, третья стадия эволюции (стадия красного гиганта) приходит к концу. Протяженная оболочка гиганта при этом расширяется, ее наружные слои не могут удерживаться силой тяготения и начинают отделяться. Звезда теряет вещество, и масса ее уменьшается. Когда протяженная оболочка гиганта рассеется, остается только ее центральное ядро, полностью лишенное водорода. ядра находится в вырожденном состоянии, так же как и вещество белых карликов. белые карлики и являются четвертым и последним этапом эволюции таких звезд, следующим за стадией красного гиганта. В белых карликах ядерные реакции не идут. Белые карлики светят за счет запаса тепловой энергии, накопленной в прошлом. Белые карлики — это остывающие, умирающие звезды..

56 Спектры нормальных звёзд и спектральная классификация. Температура звёзд. Температурная шкала. Современная спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 гг. является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд. Диапазону эффективных температур звезд от 60000 до 2000 К соответствует последовательность спектральных классов, Обозначаемых буквами

-C(R-N)

/

O-B-A-F-G-K-M

\

-S

Промежуток между соседними классами делится на 10 подклассов - от 0 до 9 - с ростом в сторону уменьшения температуры.

Класс О (температура " 30 000—60 000 К) К этому классу принадлежат немногочисленные весьма горячие звёзды с сильно развитым ультрафиолетовым участком спектра. Цвет звезды - голубые.

Класс В (t " 10 000—30 000 К). Для этого класса характерно наличие в них линий нейтрального гелия и ионизованных кислорода и азота. Цвет звезды - бело-голубые.

Класс А (t " 7500—10 000 K). В спектрах преобладают водородные линии бальмеровской серии, достигающие наибольшей интенсивности в классе А0, линии гелия исчезают. Цвет звезды белые.

Класс F (t " 6000—7500 К). Водородные линии всё ещё наиболее интенсивны, но заметны также многочисленные линии металло. Цвет звезды - желтовато-белые.

Класс G (t " 5000—6000 K). Водородные линии более не выделяются среди мощных спектральных линий металлов и в спектрах G5 - G9 слабее некоторых линий железа. К классу G2 принадлежит Солнце. Цвет звезды - жёлтые.

Класс К (t " 3500—5000 К). появляются следы полос поглощения молекулы окиси титана. Непрерывный спектр в ближайшем ультрафиолетовом участке практически отсутствует. Цвет звезды - оранжевые.

Класс М (t " 2000—3500 К). К этому классу принадлежат красные звёзды с полосчатым спектром. Особенно выделяются полосы окиси титана. Цвет звезды - красные

Дополнительные классы Класс W (t "60000-100000 К). Звёзды Вольфа-Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K

Класс С (=R-N) (t "2000-350К). Углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода.

Класс S (t "2000-3500К). Циркониевые звёзды. Полосы поглощения ZrO. Спектральный класс L (t " 1500-2000К). Сильные полосы CrH, рубидия, цезия. Спектральный класс T (t " 1000-1500 К). Интенсивные полосы поглощения воды, метана, молекулярного водорода. Для планетарных туманностей введен специальный спектральный класс P, а для новых звезд - класс Q.