Кратко и по существу — по трём типам звёзд: красный карлик (низкая масса), звезда типа Солнца и массивная звезда (~20 $M_{\odot }$). Для каждой — ключевые физические процессы в недрах, путь эволюции и наблюдаемые признаки, позволяющие установить стадию.
Общие полезные формулы:
- Оценка времени на главной последовательности (приближённо): $$t_{\mathrm{MS}}\sim 10^{10}\text{лет}{\left(\frac{M}{M_{\odot }}\right)}^{-2.5}.$$ - Период фундаментального радиального колебания: $$P\sim \frac{1}{\sqrt{G\bar{\rho }}}$$ (зависит от средней плотности $\bar{\rho }$).
- Последовательность кратковременных топливных стадий для самых массивных: $$\mathrm{H}\to \mathrm{He}\to \mathrm{C}\to \mathrm{Ne}\to \mathrm{O}\to \mathrm{Si}\to \mathrm{Fe}.$$ - Характерная масса предела вырожденного ядра (Чандрасекара): $M_{\mathrm{Ch}}\approx 1.4M_{\odot }$.
1) Красный карлик (низкая масса, примерно $M\lesssim 0.35M_{\odot }$)
- Внутренние процессы:
- Полностью (или почти полностью) конвективен при $M\lesssim 0.35M_{\odot }$ — топливо смешивается и расходуется равномерно.
- Основной источник энергии — p–p цепочка: $p+p\to d+e^{+}+{\nu }_e$.
- Никакой развитой оболочечной структуры — нет классического перехода в крас giants.
- Эволюция:
- Очень долгий срок на главной последовательности: оценки для самых малых масс >> возраст Вселенной (для $M\sim 0.2M_{\odot }$ — сотни миллиардов лет и более).
- Не развивают плотного вырожденного гелиевого ядра и не проходят фазу яркого красного гиганта в привычном смысле.
- Конечный итог — постепенно охлаждающийся белый карлик (или прямо «уснувшая» звезда, т.е. теоретически — чёрный карлик через очень долгие сроки).
- Наблюдаемые признаки:
- Спектр: холодные спектральные классы M, сильные молекулярные полосы (TiO), мало или нет линий высоких ионизаций.
- Малые светимости и низкие эффективные температуры; медленные фотометрические изменения (обычно стабильны).
- Пульсации: обычно отсутствуют мощные пульсации, есть слабые флексии; астросейсмология ограничена из‑за малой яркости.
- Никаких суперновых — масса слишком мала.
2) Звезда типа Солнца (ок. $1M_{\odot }$)
- Внутренние процессы:
- Главный источник на MS — p–p цепочка в центральной зоне; радиационная передача энергии в ядре, конвективная оболочка снаружи.
- По исчерпании центрального H образуется гелиевое ядро, H-горение продолжается в оболочке.
- У низко‑средней массы (Sun) ядро при сжатии становится вырожденным → возможен гелиевый взрыв («helium flash») при $M\lesssim 2-2.3M_{\odot }$ (порог зависит от состава).
- После зажигания He — стабильное He‑горение в ядре (горизонтальная ветвь / red clump), затем AGB с двойной оболочечной структурой и сильными массопотерями; термально пульсирующая AGB — синтез s‑процесса.
- Эволюция:
- Главная последовательность ≈ $10^{10}$ лет.
- Красный гигант → helium flash → горизонтальная ветвь → AGB → сильная потеря массы → планетарная туманность → белый карлик (C/O) с массой < $M_{\mathrm{Ch}}$.
- Наблюдаемые признаки:
- Спектр и положение в HR: переход от классов G (MS) через K–M (RGB/AGB); пониженная поверхностная гравитация (log g).
- Пульсации: солеоподобные осцилляции на MS и в субгигантах; у RGB/AGB — солнечно‑подобные колебания и смешанные моды (p–g моды) — позволяют сейсмически отличить RGB от He‑горения по периодическому пространству (параметр ΔΠ1).
- На AGB — большие амплитуды и долгие периоды (Mira‑переменные).
- Обсервации: обогащение поверхностей (C, s‑элементы) после дошлифовок (dredge‑up); планетарная туманность как конечный след массопотерь.
- Нет классической сверхновой у одиночной звезды такой массы.
3) Массивная звезда (~20 $M_{\odot }$)
- Внутренние процессы:
- На MS — доминирует CNO‑цикл (температура ядра выше), большая конвективная зона в ядре (широкое перемешивание).
- Краткая, но последовательная цепочка стадий горения: H → He → C → Ne → O → Si, каждая стадия короче по времени; Si‑горение приводит к образованию Fe‑ядра.
- После образования железосодержащего ядра дальнейшее термоядерное горение не даёт энергии → коллапс ядра при достижении критической массы → коллапс/взрыв (core‑collapse).
- Сильные звездные ветры на MS и особенно в поздних стадиях (LBV, WR), частичное или полное снятие внешних оболочек.
- Эволюция:
- Очень короткая MS: порядка нескольких миллионов лет (для $20M_{\odot }$ ≈ $10^6-10^7$ лет).
- Быстрое прохождение супергигантных стадий; может пройти через фазы красного/синего сверхгиганта, LBV, Wolf‑Rayet.
- Конец — core‑collapse supernova; остаток — нейтронная звезда или чёрная дыра.
- Наблюдаемые признаки:
- Спектр: высокие температуры на MS (O/B), сильные линии He, наличия эмиссионных профилей и P Cygni‑линий при мощных ветрах; в WR‑стадии — широкие эмиссионные линии He, C, N.
- Пульсации: β Cephei (короткие периоды, p‑моды), strange‑mode или кидающиеся вариабельности у очень ярких звёзд; пред‑сверхновая активность иногда проявляется увеличенной нестабильностью и усилением массопотерь.
- Признаки массопотери: инфракрасное/радиоизлучение от пыли, узлы и кольца вокруг LBV/WR; спектральные эмиссионные линии (Hα и др.) с P Cygni профилями.
- Конечный вид взрыва зависит от ремnant оболочек: Type II (H‑линии в спектре) если осталась H‑оболочка; Ib/Ic если оболочки сняты (Ib — без H, Ic — без H и He).
- Сверхновая: мощный поток рентгена/оптический свет, гамма‑ и нейтринный выброс; реликты — остатки сверхновой, нейтронная звезда или чёрная дыра.
Наблюдательные диагностические инструменты и что они показывают
- Спектроскопия:
- Температура (спектальный класс), поверхностная гравитация (log g) — MS vs гигант; наличие эмиссионных линий и P Cygni → мощные ветры или WR.
- Абундансы (C/N/O, s‑элементы) — следы внутреннего перемешивания / предыдущих стадий (dredge‑up на RGB/AGB, CNO обработка у массивных).
- Фотометрия и переменность:
- Пульсации: солнечно‑подобные p‑моды (MS, субгиганты, красные гиганты), длинные периоды Mira (AGB), Cepheids/β Cephei — дают массу/радиус/плотность.
- Период/амплитуда и соотношение периодов помогают отличать стадии (напр., AGB Mira vs RGB).
- Астросейсмология:
- Разделение частот Δν и ν_max для оценки плотности и радиуса; смешанные g‑моды дают информацию о состоянии ядра (RGB против core‑He burning) через периодическое расстояние ΔΠ1.
- Нейтрино:
- Солнечные нейтрино — прямой диагноз термоядерных реакций в ядре Солнца.
- Предвестники core‑collapse (увеличение потока пред‑сверхновых нейтрино) теоретически и при близком событии могут быть обнаружены.
- Сверхновые и остатки:
- Спектральный тип SN (II, Ib, Ic) идентифицирует наличие/отсутствие оболочек — информация о предшествующей массе и массопотерях.
- Остатки (пульсар, нейтронная звезда, чёрная дыра) и остаточная нуклеосинтезная продукция (r‑process) — следы массивной эволюции.
Ключевые отличия, сводка
- Время: красный карлик — триллиарды лет (>> возраст Вселенной), Солнце ≈ $10^{10}$ лет, 20 $M_{\odot }$ — несколько миллионов лет.
- Энергетика и горение: красные карлики — p–p, полностью конвективны; Солнцеподобные — p–p с радиационным ядром и конвективной оболочкой; массивные — CNO и большая конвективная зона в ядре, многослойные этапы горения до Fe.
- Конечные остатки: малые — белые карлики, средние — белый карлик через планетарную туманность, массивные — core‑collapse SN → нейтронная звезда/чёрная дыра.
- Наблюдаемое различие: спектральный класс + log g + линии эмиссии/абсорбции + пульсационный паттерн + признаки массопотерь / сверхновой — все вместе позволяют установить стадию.
Если нужно — могу кратко перечислить наблюдаемые признаки для конкретного примера (конкретная звезда) и какие данные собрать (спектр высокой разрешающей способности, фотометрия высокой точности для астросейсмологии, инфракрас/радио для пыли, поиск пред‑сверхновых нейтрино).