Еволю́ція зір — зміна фізичних характеристик, хімічного складу та внутрішньої будови зорі із часом. Часто еволюцію зорі відраховують від моменту, коли єдиним джерелом її енергії стають ядерні реакції, і до моменту, коли ці реакції припиняються. Тривалість життя зір залежно від початкової маси може становити від кількох мільйонів до десятків трильйонів років, й астрономи безпосередньо спостерігають лише дуже малу частину еволюції зорі порівняно з тривалістю її життя, і протягом цього часу еволюційні зміни для більшості зір майже непомітні. Еволюція окремої зорі переважно визначається її масою й частково хімічним складом (металічністю). Для наочного зображення зоряної еволюції використовують еволюційні треки на діаграмі Герцшпрунга — Рассела.
Зорі утворюються з холодних розріджених хмар міжзоряного газу, які стискаються внаслідок гравітаційної нестійкості. Під час стискання вони нагріваються настільки, що в їхніх надрах починаються термоядерні реакції синтезу гелію з водню. У момент початку термоядерних реакцій протозоря стає зорею головної послідовності, на якій вона перебуває більшу частину свого життя. Сонце також зараз перебуває на стадії зорі головної послідовності. Подальша еволюція зір залежить від їхньої початкової маси та хімічного складу (металічності). Наприклад, зорі середніх мас у процесі еволюції проходять стадії субгігантів, червоних гігантів, горизонтальної гілки, блакитної петлі та асимптотичної гілки гігантів. У будь-якому разі в міру вичерпання водню змінюються як зовнішні, так і внутрішні характеристики зір, і за достатньої маси в певний момент у зорях починається потрійна гелієва реакція, під час якої утворюється вуглець. У масивніших зорях далі можуть синтезуватися ядра важчих елементів, але в будь-якому разі синтез хімічних елементів зупиняється на залізі, оскільки утворення важчих ядер енергетично невигідне. На завершальній стадії еволюції, залежно від маси, зоря або скидає зовнішню оболонку й стає білим карликом, або вибухає як наднова зоря, після чого залишається нейтронна зоря або чорна діра.
У тісних подвійних системах на пізніх стадіях еволюції, коли зоря, збільшуючись у розмірах, заповнює свою порожнину Роша, між зорями відбувається перетікання речовини, що істотно змінює параметри зір. Через це еволюція зір у таких системах відрізняється від еволюції одиночних зір, а її перебіг також залежить від параметрів орбіти та початкових мас компонентів подвійної системи.
Історія
З моменту відкриття закону збереження енергії постало питання про джерело енергії зір. Висували різні гіпотези, і однією з найвідоміших була контракційна гіпотеза: вона вважала джерелом енергії гравітаційне стиснення зорі (що також пояснювало видиме різноманіття зір). Її підтримували лорд Кельвін і Герман фон Гельмгольц, але згодом виявили її суперечливість: для Сонця такого джерела енергії вистачило б на 107 років, тоді як вік Землі за геологічними та біологічними даними становив щонайменше 109 років.
У 1880-х роках Джозеф Лок'єр висунув гіпотезу, що за високих густин рівняння стану речовини зорі значно відхиляється від рівняння стану ідеального газу, її стиснення зупиняється, і вона починає охолоджуватися та тьмяніти — так зоря проходить шлях від червоного гіганта до білої зорі типу Сіріуса, після чого знову червоніє, але стає тьмянішою — спочатку жовтим карликом, а потім червоним карликом. Коли склали діаграму Герцшпрунга — Рассела, то головна послідовність і гілка гігантів виявилися близькими до еволюційного шляху зорі в гіпотезі Лок'єра. Але згодом цю гіпотезу спростували: з'ясувалося, що стан речовини зір головної послідовності залишається близьким до стану ідеального газу. Водночас контракційна гіпотеза добре пояснює еволюцію протозір, які справді випромінюють завдяки стисненню, поки не перейдуть на головну послідовність.
1896 року Анрі Беккерель відкрив радіоактивність, а 1903 року П'єр Кюрі — виділення тепла радіоактивними елементами. Тому Джеймс Джинс висунув гіпотезу, що зорі випромінюють енергію завдяки радіоактивному розпаду. Вона також не могла пояснити великий вік Сонця, і згодом Джинс припустив, що в зорях відбувається не радіоактивний розпад, а анігіляція речовини. Хоча гіпотеза анігіляції й давала достатньо великий час життя Сонця, вона не знайшла підтвердження в подальшому розвитку астрофізики. Втім, сама ідея про ядерну енергію як джерело світності зір виявилася правильною.
У 1920 році Артур Еддінгтон припустив, що енергія в зорях виділяється внаслідок перетворення водню на гелій, чого вистачало б для випромінювання зір упродовж багатьох мільйонів і навіть мільярдів років. Гіпотеза Еддінгтона згодом підтвердилася: до 1939 року Ганс Бете, Карл Фрідріх фон Вайцзеккер і Чарльз Крічфілд запропонували два механізми перетворення водню на гелій: протон-протонний цикл і CNO-цикл. У 1941 році Мартін Шварцшильд розрахував модель Сонця з термоядерним джерелом енергії, і його результати підтвердили теорію термоядерного синтезу в надрах зір.
Саме термоядерний синтез з часом змінює хімічний склад зір і спричиняє їхні еволюційні зміни. Проте ці зміни відбуваються дуже повільно, і еволюцію окремої зорі практично неможливо простежити навіть за дуже тривалих спостережень. Лише в рідкісних випадках, коли зоря перебуває на дуже короткій стадії своєї еволюції, можна помітити систематичні зміни її параметрів, наприклад зміну періоду пульсацій у цефеїд. Тому теорію еволюції будують на непрямих ознаках і на спостереженнях багатьох зір, що перебувають на різних стадіях еволюції.
Зореутворення
Стиснення молекулярної хмари Еволюція зорі починається в гігантській молекулярній хмарі, яку інколи образно називають «зоряною колискою». Початкова концентрація атомів у ній близько 102 частинок на кубічний сантиметр, тоді як міжзоряний простір у середньому містить не більше 0,1 частинки на кубічний сантиметр. Такі хмари можуть мати масу 105—107 , діаметр — від 50 до 300 світлових років, а температура газу в них становить .
За розвитку гравітаційної нестійкості хмара може почати стискатися. Нестійкість можуть спричинити різні чинники, наприклад, зіткнення двох хмар, проходження хмари крізь щільний рукав спіральної галактики або ударна хвиля від вибуху достатньо близької наднової. Крім того, під час злиття галактик зіткнення газових хмар, пов'язаних із галактиками, відбуваються частіше, що пояснює зростання темпу зореутворення під час таких подій.
Стиснення починається, коли маса хмари перевищує так звану масу Джинса. Зазвичай це трапляється за маси хмари, не меншої ніж 103 . Під час стискання вона ущільнюється майже без нагрівання, оскільки є прозорою для випромінювання, і майже вся виділена енергія виходить у зовнішній простір. Це зменшує порогову масу для розвитку гравітаційної нестійкості, і, як наслідок, починають стискатися області меншої маси й розміру — цей процес, званий фрагментацією, пояснює, чому зорі зазвичай формуються групами, зокрема в скупченнях. Крім того, фрагментація пояснює, чому маси утворених зір лежать у відносно вузькому діапазоні — від 10−1 до 102 за порядком величини.
У міру ущільнення хмара стає дедалі менш прозорою для випромінювання: наприклад, для хмари масою 1 це відбувається за радіуса 2,5 × 104 . Тоді енергія гравітаційного стискання починає нагрівати хмару: за теоремою віріалу половина цієї енергії випромінюється, а інша половина йде на нагрівання речовини. Від цього моменту хмару вже називають протозорею.
Стадія протозорі
Стискання хмари відбувається нерівномірно, і через деякий час після його початку в ній формується гідростатично рівноважне ядро — вважають, що саме з цього моменту хмара, точніше її ядро, є протозорею. Властивості ядра майже не залежать від маси хмари: маса становить 0,01 , радіус — кілька а. о., а температура в центрі — Акреція зовнішніх шарів хмари на ядро збільшує його масу й температуру, але за подальше зростання температури припиняється, оскільки енергія витрачається на дисоціацію молекул водню. У певний момент гідростатична рівновага порушується, і ядро знову починає стискатися. Наступний рівноважний стан досягається для меншого, уже іонізованого ядра туманності з масою ~0,001 , радіусом близько 1 і температурою 2 × 104 K. При цьому ядро, що випромінює в оптичному діапазоні, залишається прихованим від зовнішнього спостерігача пилогазовою оболонкою, яка має значно нижчу температуру й випромінює лише в інфрачервоному діапазоні.
Акреція зовнішніх шарів триває, а речовина, що падає на ядро зі швидкістю , утворює ударну хвилю. Згодом на ядро осідає вся речовина оболонки (хоча в масивних зір частина речовини може покинути зорю через сильний тиск випромінювання), газ іонізується, і водночас протозоря стає доступною для спостережень у видимому діапазоні. До цього моменту стискання зовнішньої оболонки відбувається за динамічною часовою шкалою, тобто його тривалість відповідає часу вільного падіння речовини, якому не протидіє тиск газу.
Зорі до головної послідовності
Протозорі, у яких уже завершилася акреція оболонок, іноді виділяють в окремий тип — зорі до головної послідовності. Протозоря з низькою температурою й високою світністю розташована у верхній правій частині діаграми Герцшпрунга — Рассела. Поки в зорі не почалися термоядерні реакції, вона виділяє енергію за рахунок гравітаційного стискання й повільно переміщується на діаграмі до головної послідовності.
Оскільки на цій стадії речовина утримується від стискання тиском газу, протозорі стискаються значно повільніше, ніж на попередній стадії — за тепловою часовою шкалою, тобто за час, протягом якого половина потенціальної гравітаційної енергії витрачається на випромінювання, відповідно до теореми віріалу. Для наймасивніших тривалість цього стискання становить близько 105 років, а для найменш масивних — порядку 109 років. Для Сонця стадія стискання й переходу на головну послідовність тривала 30 мільйонів років.
1961 року Тюсіро Хаяші показав, що якщо весь об'єм зорі займає конвективна зона, то під час повільного стискання температура її речовини майже не змінюється, а світність зменшується — це відповідає руху зорі вертикально вниз на діаграмі, і такий шлях називають треком Хаяші. У зір із масами в діапазоні від 0,3-0,5 (за різними оцінками) до 3 під час стискання конвективні шари зникають, і в певний момент такі зорі сходять із треку Хаяші, тоді як зорі з масами меншими за 0,3-0,5 перебувають на треку Хаяші протягом усього часу стискання.
Після сходження з треку Хаяші (для зір проміжної маси) або від початку повільного стискання (для масивних зір) зоря перестає бути конвективною й під час стискання починає нагріватися, причому її світність змінюється незначно, оскільки зменшується площа випромінювальної поверхні. Це відповідає майже горизонтальному руху ліворуч на діаграмі, і цю частину шляху називають треком Хеньї.
У будь-якому разі, під час стискання температура в центрі зорі зростає, і в її речовині за достатньої маси починаються термоядерні реакції. На ранніх етапах вони виробляють менше енергії, ніж зоря випромінює, тому стискання триває, але частка термоядерних реакцій у загальному енерговиділенні зростає. У певний момент, якщо маса зорі перевищує 0,07-0,08 , потужність енерговиділення внаслідок термоядерних реакцій зрівнюється зі світністю зорі, і стискання припиняється — цей момент вважають завершенням формування зорі та її переходом на головну послідовність. Якщо маса зорі менша за 0,07-0,08 , термоядерні реакції також можливі, однак речовина в її ядрі стає виродженою раніше, ніж припиняється стискання, тому термоядерні реакції ніколи не стають єдиним джерелом енергії. Такі об'єкти відомі як коричневі карлики — См. c. 160..
Під час стискання також формуються протопланетні диски навколо зорі, які згодом можуть еволюціонувати в планетні системи. Протопланетний диск виникає тому, що хмара спочатку може мати певний момент імпульсу, і тому під час стискання формує диск, що обертається навколо зорі.
Головна послідовність