ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД


ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД

- изменение со временем физ. параметров и наблюдаемых характеристик звёзд в результате. протекания ядерных реакций, излучения энергии и потери массы. Для звёзд в тесных двойных системах существ, роль играет обмен веществом между компаньонами. Об эволюции таких звёзд см. в ст. Тесные двойные звёзды.

Осн. наблюдаемыми характеристиками звезды являются её светимость L (при известном расстоянии) и темп-ра Г, поверхности звезды, определяемая по распределению энергии в спектре. Приближённо Т s равна эффективной температуре T э . Э . з. представляется в виде линии (трека) на плоскости lg L,lg T э (т. е. на Герцшпрунга - Pecceллa диаграмме, ГРД).


Введение

Звёзды рождаются из плотных межзвёздных облаков, в к-рых развиваются тепловые и гидродинамич. неустойчивости (см. Звездообразование). Следствием этих неустой-чивостей является гидродинамич. коллапс части облака, заканчивающийся образованием гравитационно связанного объекта - протозвезды. Коллапс происходит неоднородно. Быстрое сжатие центр, части приводит к образованию гидростатически равновесного ядра массой 469-512_04-14.jpg (для полной массы коллапсирующего облака 469-512_04-15.jpg масса Солнца), а затем следует длительная стадия аккреции на него оставшейся части облака (оболочки). Время образования протозвезды от начала коллапса составляет 10 -106 лет. Протозвезды светят за счёт выделения гра-витац. энергии при сжатии. Нек-рый вклад в светимость дают также ядерные реакции с участием 469-512_04-16.jpg
, малые кол-ва к-рых 469-512_04-17.jpg образовались на оолее ранних этапах эволюции Вселенной (см. Нуклеосинтез). По мере увеличения массы и сжатия темп-pa центр. областей ядра протозвезды растёт. Когда она достигает значений ~ 107 К (что возможно для звёзд с массой, превышающей 469-512_04-18.jpg начинается горение водорода (термоядерные реакции превращения водорода в гелий). Потери энергии на излучение компенсируются энергией, выделяющейся при горении водорода. Звезда выходит на гл. последовательность (ГП) ГРД. Подробнее о нач. этапе Э. з. см. в ст. Протозвезды.
Образование звёзд сопровождается истечением вещества оболочки, так что масса звезды на ГП меньше нач. массы коллапсирующего облака. Наблюдения показывают, что на стадии протозвезды скорость потери массы у звёзд с 469-512_04-19.jpgсоставляет(звёзды 469-512_04-20.jpg типа T Тельца). За время прихода на ГП (от 6*106 лет для 469-512_04-21.jpg до 2·107 лет для 469-512_04-22.jpgмасса звезды уменьшится на 469-512_04-23.jpgСветимость звёзд быстро растёт с увеличением их массы (см. Масса- светимость зависимость). У звёзд с 469-512_04-24.jpg светимость на стадии аккреции оказывается столь большой, что вызывает мощное истечение вещества, и масса рождающейся звезды M оказывается значительно меньше нач. массы M0 коллапсирующего облака:469-512_04-25.jpgдля 469-512_04-26.jpg


Звезда, излучающая за счёт выделения ядерной энергии, медленно эволюционирует по мере изменения её хим. состава. Наиб. время звезда проводит на стадии, когда в её центр. области горит водород. Эта стадия наз. ГП на ГРД. Б. ч. наблюдаемых звёзд расположена вблизи ГП. Большая длительность этой стадии связана, во-первых, с тем, что водород является самым калорийным ядерным топливом. При образовании одного ядра гелия (альфа-частицы) из 4 ядер водорода выделяется 469-512_04-27.jpgа при образовании углерода 12C из 3 альфа-частиц выделяется всего 469-512_04-28.jpg , т. е. выделение энергии на единицу массы в 10 раз меньше. Во-вторых, звёзды на ГП значительно меньше излучают, чем на последующих стадиях эволюции, и в итоге оказывается, что время жизни на ГП на два - три порядка больше, чем время всей последующей эволюции. Соответственно кол-во звёзд на ГП существенно превышает число более ярких звёзд.

После выгорания водорода в центре звезды и образования гелиевого ядра выделение ядерной энергии в нём прекращается и ядро начинает интенсивно сжиматься. Водород продолжает гореть в тонкой оболочке, окружающей гелиевое ядро (т. н. слоевой источник). Оболочка при этом расширяется, светимость звезды растёт, поверхностная темп-pa уменьшается, и звезда становится красным гигантом (в случае менее массивных звёзд) или сверхгигантом (красным или жёлтым) в случае более массивных звёзд (см. Красные гиганты и сверхгиганты). Процесс последующей эволюции определяется в основном массой звезды M.

В звёздах с 469-512_04-29.jpgядерное горение заканчивается после образования углеродного (12C) с примесью кислорода 469-512_04-30.jpgзвёздного ядра массой ок. 1.469-512_04-31.jpg После сброса всей оболочки, окружающей это ядро, оно превращается в "мёртвую" звезду - белый карлик.
Массивные звёзды 469-512_04-32.jpgпроходят эволюц. путь горения вплоть до образования звёздного ядра из самого стабильного (макс. энергия связи на нуклон) элемента 56Fe. В таком ядре выделение ядерной энергии невозможно, рост давления не компенсирует рост сил тяготения при росте плотности и медленное квазистатич. сжатие сменяется быстрым коллапсом - происходит потеря гидродинамич. устойчивости и взрыв сверхновой звезды. При быстром сжатии до плотности r, близкой к плотности вещества в атомном ядре, выделяется огромное кол-во гравитац. энергии -в 469-512_04-33.jpgраз больше, чем за всё время ядерной эволюции, длящейся десятки млн. лет. Подавляющая часть этой энергии уносится нейтрино. После взрыва и сброса оболочки образуется остаток в виде нейтронной звезды - второй тип "мёртвых" звёзд.
В звёздах промежуточной массы 469-512_04-34.jpgобразуется вырожденное углеродно-кислородное ядро, масса к-рого столь велика, что оно уже не может существовать в виде белого карлика, а продолжает сжиматься до тех пор, пока рост темп-ры и плотности не приведёт к быстрому (взрывному) сгоранию углерода (углеродная вспышка) и полному разлёту всей звезды. Этот разлёт также наблюдается как взрыв сверхновой, на месте к-рого не остаётся никакого остатка.


Наконец для самых массивных звёзд 469-512_04-35.jpg коллапс может не остановиться на стадии нейтронной звезды, а продолжиться дальше, образуя релятивистский объект - чёрную дыру. Наблюдат. проявления процесса образования чёрной дыры пока не известны. Возможно, рост светимости здесь столь незначителен, что такой коллапс трудно обнаружить ("беззвучный" коллапс). Однако даже в этом случае коллапс должен сопровождаться мощным всплеском нейтринного излучения, почти как при образовании нейтронной звезды, и, кроме того, исчезнет (погаснет) звезда, существовавшая до начала коллапса.

На протяжении практически всей эволюции звезда устойчива относительно разл. типов возмущений. Наиб. важны два типа возмущений: гидродинамические и тепловые. Гидродинамич. возмущения связаны со случайными возмущениями плотности и размера звезды. Устойчивость относительно таких возмущений обеспечивается тем, что при сжатии (расширении) силы давления P растут (падают) быстрее сил тяготения. Это приводит к тому, что при случайном сжатии или расширении возникает сила, возвращающая звезду к её равновесному состоянию. Изменение давления при быстрых процессах происходит почти адиабатически, поэтому устойчивость определяется показателем адиабаты 469-512_04-36.jpg к-рый должен быть больше 4/3 (S- уд. энтропия; см. в ст. Гравитационный коллапс).T. к. давление вещества в звезде определяется смесью идеального газа с излучением,469-512_04-37.jpgи, как правило, звёзды гидродинамически устойчивы. Примером неустойчивой звезды может служить предсверхновая с железным ядром, в к-ром рост давления при сжатии недостаточен. Значит, часть энергии тратится на фоторасщепление железа с образованием нейтронов, протонов и альфа-частиц, а g существенно уменьшается и может приближаться к единице.

Устойчивость относительно тепловых возмущений обеспечивается отрицательной теплоёмкостью звезды. Отрицат. теплоёмкость можно объяснить на основе теоремы вириала. В применении к звёздам, к-рые описываются ур-нием состояния идеального газа с показателем адиабаты 5/3, эта теорема гласит, что в равновесии тепловая энергия звезды составляет половину абс. величины её гравитац. энергии (отрицательной), т. е. полная энергия звезды отрицательна и равна половине гравитационной.

Любое случайное выделение энергии увеличивает полную энергию звезды, т. е. уменьшает её абс. величину. Поэтому в новом положении равновесия звезда должна расшириться, чтобы уменьшить по абс. величине значение гравитац. энергии. В соответствии с этим значение тепловой энергии звезды (а значит, и темп-ры) в новом состоянии уменьшится, т. к. она составляет половину абс. величины гравитац. энергии. T. о., выделение энергии приводит к уменьшению темп-ры, что и наз. отрицат. теплоёмкостью. При отрицат. теплоёмкости случайное выделение тепла уменьшит темп-ру, а значит, и уменьшит выделение тепла в ядерных реакциях, скорость к-рых быстро падает с уменьшением темп-ры. Наоборот, случайная потеря энергии будет скомпенсирована сжатием и ростом скорости тепловыделения.

На нек-рых критич. стадиях теплоёмкость звезды становится положительной. Тогда развивается тепловая неустойчивость и происходит тепловая вспышка. Наиб, очевиден механизм развития тепловой неустойчивости при наличии вырожденного ядра, где давление и внутр. энергия вещества практически не зависят от темп-ры. В этом случае тепловыделение приводит к росту темп-ры, к-рый не влияет на рост давления и потому не сопровождается расширением. T. к. скорость ядерных реакций быстро растёт с ростом темп-ры, происходят самоускоряющееся выделение ядерной энергии и тепловая вспышка (ядерный взрыв).

Процессы, определяющие Э. з., протекают с разными характерными временами, из к-рых отметим гидродинамическое 469-512_05-12.jpgтепловое 469-512_05-13.jpgи ядерное 469-512_05-14.jpg Гидродинамич. время характеризует скорость изменения параметров звезды при движениях вещества со скоростями, сравнимыми со скоростью звука u зв. По порядку величины 469-512_05-15.jpgгде R- характерный размер звезды. Для равновесной звезды 469-512_05-16.jpg Гидродинамич. время порядка времени свободного падения:469-512_05-17.jpg
Тепловое время определяет скорость охлаждения или нагрева звезды. При охлаждении в отсутствие ядерного горения 469-512_05-18.jpg поскольку запас энергии 469-512_05-19.jpg порядка гравитац. энергии звезды; в этом случае tth часто наз. временем Кельвина - Гeльмгольца. В случае быстрого ядерного горения в отсутствие Гидродинамич. движений, когда 469-512_05-20.jpgвремя нагрева 469-512_05-21.jpgгде 469-512_05-22.jpg -скорость энерговыделения, а С v -теплоёмкость при пост, объёме.

Ядерное время 469-512_05-23.jpgопределяет скорость изменения хим. состава (концентраций элементов) при ядерном горении. Обычно используют концентрацию (содержание) по массе Xi- долю массы единицы объёма, приходящуюся на данный элемент i. Ядерное время очень резко (экспоненциально) зависит от темп-ры. В нормальных звёздах, где поддерживается гидростатич. равновесие, это время, как правило, много больше др. характерных времён. При быстром ядерном горении tn связано с тепловым временем:


469-512_05-24.jpg
где q -калорийность ядерного топлива (энергия, выделяющаяся 469-512_05-25.jpg при сгорании единицы массы топлива 469-512_05-26.jpg
На протяжении почти всей Э. з.- начиная от стадии молодой сжимающейся звезды до поздних стадий - время 469-512_05-27.jpg является минимальным . из всех характерных времён. Только в предсверхновых, где имеет место ядерное равновесие (равновесие относительно реакций сильного взаимодействия), время 469-512_05-28.jpgявляется наименьшим. Обычно в звезде сохраняется приблизит, равновесие относительно быстрых процессов (напр., гидростатич. равновесие), а время эволюции определяется одним из медленных процессов.

На стадии гравитац. сжатия выполняется неравенство 469-512_05-29.jpg Звезда находится в гидростатич. равновесии, эволюция определяется потерей энергии (с характерным временем 469-512_05-30.jpgа осн. ядерные реакции практически не протекают.

На ГП это неравенство сохраняется, но эволюция определяется ядерными реакциями 469-512_05-1.jpgи имеет место гидроста-тич. и тепловое равновесие.
После образования гелиевого ядра, сжатия центральных областей и расширения оболочки скорость ядерных реакций в центре звезды возрастает настолько, что tn становится порядка 469-512_05-2.jpgПри этом осн. отклонения от теплового равновесия происходят в массивной оболочке вокруг гелиевого ядра. Гидродинамич. время остаётся минимальным, и гидростатич. равновесие звезды не нарушается.

При вспышке в углеродно-кислородном ядре, приводящей к полному разлёту звезды, как 469-512_05-3.jpgтак и 469-512_05-4.jpgоказываются много меньше th , что и приводит к нарушению гидростатич. равновесия и взрыву.

В ядрах массивных предсверхновых, где имеет место ядерное равновесие, значение 469-512_05-5.jpgминимально и Э. з. определяется скоростью потери энергии 469-512_05-6.jpgкак в молодых сжимающихся звёздах. Она заканчивается потерей гидро-динамич. устойчивости и быстрым коллапсом. Гидродинамич. неустойчивость связана не с изменением 469-512_05-7.jpgа с изменением структуры равновесного состояния звезды. Развитие тепловой неустойчивости связано с быстрым уменьшением 469-512_05-8.jpgи заканчивается взрывом, когда эти времена становятся меньше 469-512_05-9.jpg

Итак, если исключить неск. критич. моментов, звёзды в своей массе глобально устойчивы относительно механич. и тепловых возмущений. Разнообразие свойств вещества звёзд, в частности наличие зон перем. ионизации, тонких слоев горения, протяжённых оболочек, приводит к развитию локальных неустойчивостей, к-рые не ведут к разрушению звезды, т. к. обычно стабилизируются нелинейными эффектами при достижении конечных амплитуд возмущений. Существование нек-рых типов переменных звёзд связано с развитием подобных локальных неустойчивостей.

Осн. фактором, определяющим распределение темп-ры в звезде, является скорость потери энергии (светимость), зависящая от непрозрачности звёздных недр. Скорость Э. з. без источников энергии определяется запасами тепловой и гравитац. энергии и скоростью остывания, а "включение" ядерных реакций эквивалентно увеличению запасов тепловой энергии и уменьшению скорости эволюции. Фак-тич. светимость звезды определяется её структурой и не зависит от скорости протекания ядерных реакций. Рассмотрим, напр., переход от стадии гравитац. сжатия к стадии ГП звезды с 469-512_05-10.jpg Если бы звезда излучала только за счёт запаса гравитац. энергии, то характерное время её жизни (время Э. з.) составляло бы 469-512_05-11.jpgлет. По мере излучения энергии и сжатия темп-pa в центре звезды растёт и ядерное тепловыделение увеличивается до тех пор, пока не уравновесит потери на излучение (светимость). Начиная с этого момента гравитац. сжатие прекращается и звезда "застывает" на ГП, пока не выгорит водород и не образуется гелиевое ядро. Для такой звезды за счёт горения водорода время жизни увеличивается почти на три порядка, достигая ~ 1010 лет. Аналогично горение очередного ядерного горючего "замораживает" звезду в нек-ром др. состоянии. Точку (на ГРД). в к-рой происходит "замораживание" звезды, определяет зависимость скорости ядерных реакций данного горючего от темп-ры. Чем больше заряд ядра горючего, тем большая темп-ра требуется для обеспечения данной скорости тепловыделения (из-за роста высоты кулоновского барьера ядра горючего). Однако при росте темп-ры и плотности светимость звезды, являющаяся ф-цией состояния, также возрастает. Поэтому по мере эволюции и образования всё более тяжёлых элементов в центр. ядре светимость растёт почти монотонно.

При высокой темп-ре всё большую роль в охлаждении звезды играют нейтринные потери. На поздних стадиях нейтринные потери на несколько порядков превышают потери на излучение фотонов и соответственно ускоряют Э. з.

Уравнения эволюции звёзд

Обычно (для упрощения расчётов) звезда считается невращающейся и сферически-симметричной. В процессе эволюции осн. масса звезды находится в состоянии гидростатич. равновесия, определяемого ур-нием


469-512_05-48.jpg

где 469-512_05-49.jpg -масса, содержащаяся внутри радиуса r,


469-512_05-50.jpg


469-512_05-51.jpg - плотность,469-512_05-52.jpg -давление, определяемое ур-нием состояния
469-512_05-53.jpg

Здесь первый член - давление газа, второй - излучения, 469-512_05-54.jpg - газовая постоянная, а- постоянная плотности излучения.469-512_05-55.jpgДля звёзд массойна 469-512_05-56.jpg ГП играют роль поправки к ур-нию состояния, связанные с неидеальностью вещества. Распределение темп-ры определяется ур-нием энергии


469-512_05-57.jpg


(E -внутр. энергия единицы массы,469-512_05-58.jpg -скорость потери энергии единицей массы вещества за счёт нейтринного излучения), ур-ниями переноса тепла

469-512_05-59.jpg
в зоне лучистого равновесия (к - непрозрачность),
469-512_05-60.jpg
в конвективной зоне и
469-512_05-61.jpg
в конвективном ядре с пост. энтропией S. Конвективный поток энергии Fc в оболочке рассчитывается по приближённой теории пути перемешивания (см. Конвективная неустойчивость).

Ур-ния равновесия решаются для граничных условий в центре (r =0, L =0при т =0) и на уровне фотосферы, где оптическая толщина469-512_05-62.jpg

469-512_05-63.jpg
при m = M. Последнее условие усложняется для звёзд на стадии красных сверхгигантов и гигантов, когда звезда имеет протяжённую оболочку небольшой плотности и большую светимость.

В процессе ядерного горения происходят медленное изменение хим. состава звезды и, как следствие, изменения всех её параметров. Осн. ур-ниями, описывающими эволюцию хим. состава, являются:

469-512_05-64.jpg

Здесь: т p , ma , и m12C - массы протона, a-частицы и углерода 469-512_05-65.jpgи 469-512_05-66.jpg -содержания (по массе) водорода, гелия и 469-512_05-67.jpg -скорость энерговыделения и энерге-тич. выход для соответствующих цепочек ядерных реакций (см. ниже). При расчётах поздних стадий эволюции массивных звёзд учитывают горение более тяжёлых элементов. У звёзд с массой меньше 469-512_05-31.jpg и центр, темп-рой

Т с меньше ~ 1,5-107 К осн. источником ядерной энергии являются реакции водородного цикла (рр-цикл). При больших массах и центр, темп-pax звёзд водород горит преим. в углеродно-азотном цикле(CNO-цикл). Cp. кол-во энергии, выделяющееся при синтезе одного ядра 4He (за вычетом энергии, уносимой нейтрино): в рр-цикле 469-512_05-32.jpg 26,2 МэВ, а в CNO-цикле 469-512_05-33.jpg МэВ. Соответствующие скорости энерговыделения:

469-512_05-34.jpg
(T9- темп-pa в млрд. К, r в г/см 3). Появление конвективного ядра у звёзд с 469-512_05-35.jpgна ГП связано с переходом от рр- к CNO-циклу, обладающему более резкой зависимостью скорости горения от темп-ры. Горение гелия протекает в т. н. За-реакции - реакции слияния трёх ядер Не:
469-512_05-36.jpg


Зa-реакция сопровождается реакцией 469-512_05-37.jpg к-рой соответствует
469-512_05-38.jpg


Выделение тепла при образовании одного ядра 12C и 16O соответственно равно 469-512_05-39.jpg
Построение модели звезды (см. также Моделирование звёзд )в момент 469-512_05-40.jpg требует знания её состояния на предыдущем временном шаге численной модели tn-1 для нахождения скорости выделения гравитац. энергии

469-512_05-41.jpg

и определения хим. состава

469-512_05-42.jpg

где 469-512_05-43.jpg -правые части ур-ний (7),469-512_05-44.jpgНаряду с явной схемой шага по времени, приведённой выше, используют неявную, когда Fi , Р/r2 вычисляются в момент tn или представляют собой линейную комбинацию значений, взятых в моменты 469-512_05-45.jpg Решение системы обыкновенных дифференц. ур-ний (1) - (6) осложняется наличием особых точек в центре звезды и при 469-512_05-46.jpgПоэтому интегрирование ведётся навстречу из центра и с поверхности со сшивкой в к.-л. промежуточной точке [метод Шварцшильда (M. Schwarzschild) ]. Из условий сшивки находят центр, значения r с, T с, а также L и T э. Др. способ решения состоит в разбиении звезды на N сферич. слоев и замене дифференц. ур-ний разностными [метод Хеньи (L. Непуеу)]. Последний метод лучше приспособлен для использования ЭВМ. Для построения гидростатич. моделей применяют также метод, основанный на решении гидродинамич. нестационарных ур-ний с вязкостью.

Ядерная эволюция звёзд

Расчёты Э. з. представляются в виде треков на ГРД. Как уже отмечалось, б. ч. времени жизни звёзды проводят на ГП.
469-512_05-47.jpg Время жизни такой звезды на ГП (точка А на рис. 1) ок. 1010 лет, а её строение аналогично строению Солнца. На протяжении этой стадии в центр, областях звезды водород "перегорает" в гелий. Когда масса гелиевого ядра достигает ~ 10% массы звезды, становится заметным отход от ГП (точка В). Небольшое увеличение светимости на участке AB связано с уменьшением непрозрачности из-за уменьшения числа электронов при синтезе гелия из водорода. После выгорания водорода в центре звезды и образования гелиевого ядра отвод энергии из него может компенсироваться только энергией, выделяющейся при сжатии. Это приводит к сжатию и нагреву оболочки, сохранившей водород, к-рый загорается в тонком слое, окружающем гелиевое ядро (слоевой источник).

Энергия, выделяющаяся при сжатии гелиевого ядра и в водородном слоевом источнике, выходит наружу. Частично она поглощается водородной оболочкой, к-рая постепенно раздувается, уменьшая эфф. темп-ру при пост, светимости (участок BC).

469-512_05-68.jpg


По мере расширения оболочки и роста массы гелиевого ядра определяющую роль в поведении звезды начинают играть два фактора: конвекция, развивающаяся в оболочке, и вырождение, возникающее в ядре. Расширение оболочки и падение в ней темп-ры способствуют расширению внеш. конвективной зоны, к-рая имелась у звезды на ГП. Развитие конвекции приводит к улучшению теплоотвода, что, благодаря отрицат. теплоёмкости звезды, вызывает её сжатие, рост темп-ры, тепловыделения и светимости. Рост светимости способствует росту лучистого градиента темп-ры, что ещё больше усиливает конвекцию. T. о. возникает положительная обратная связь и конвекция захватывает значит, часть массы звезды, приближаясь к слоевому источнику. Светимость растёт, и звезда движется на ГРД от точки С к точке D (область красных гигантов).

По мере движения звезды к точке D происходит ускоренное горение водорода, масса изотермич. гелиевого ядра возрастает, что при условии равновесия приводит к росту его плотности. T. к. темп-pa ядра при этом близка к темп-ре водородного слоевого источника и увеличивается слабо, рост плотности приводит к вырождению ядра. Давление в нём практически перестаёт зависеть от темп-ры. В этих условиях небольшое увеличение темп-ры ядра, связанное с возгоранием гелия, почти не влияет на давление, звезда приобретает положит, теплоёмкость, к-рая обусловливает резкое увеличение скорости горения гелия ( гелиевую вспышку). Действительно, пока энерговыделение при горении гелия мало, звезда располагается на ГРД вблизи точки D и рост темп-ры и плотности приводит к росту энерговыделения, что в свою очередь увеличивает темп-ру. Возникает положительная обратная связь, приводящая к тепловой гелиевой вспышке в ядре. Развитие вспышки продолжается до тех пор, пока рост темп-ры не снимет вырождение в ядре, звезда приобретёт "нормальную" отрицат. теплоёмкость и дальнейшее горение гелия продолжится спокойно в невырожденном ядре. Особенностью гелиевой вспышки является то, что она запрятана в глубине звезды и внеш. проявления её почти отсутствуют. После образования невырожденного ядра звезда спускается вниз от точки D и поворачивает налево к линии EF (горизонтальная ветвь гигантов), где находится до тех пор, пока гелий в ядре превращается в углерод. Вновь образованное углеродное ядро становится вырожденным, возгорание гелия в слоевом источнике и образование двухслойного гелий-водородного горящего слоя приводят к развитию конвекции в оболочке, и вновь повторяется та же схема развития, причём звезда возвращается почти вдоль той же линии к точке D.

В отличие от водородных слоевых источников, где горение идёт спокойно, гелиевые слоевые источники неустойчивы относительно развития тепловой вспышки. Природа этой вспышки, так же, как и вспышки в гелиевом ядре, связана с положит. теплоёмкостью, ведущей к положительной обратной связи. Однако в слое положит, теплоёмкость обусловлена не вырождением (гелий здесь не вырожден), а геометрией области горения (тонкий слой) и быстрым ростом скорости энерговыделения с увеличением темп-ры при горении гелия. Механизм неустойчивости слоевого горения не столь очевиден, как в случае вспышки в вырожденном ядре, и требует для своего обоснования детальных расчётов.

T. о., в окрестности точки D располагаются спокойные звёзды с гелиевыми ядрами и вспыхивающие - с углеродными. Вспышки способствуют истечению вещества, поэтому по мере роста углеродного ядра полная масса звезды уменьшается. После неск. сотен вспышек (цифра примерная, т. к. никому не удалось последовательно просчитать столь много вспышек) в результате быстрого истечения вещества и роста ядра масса над гелиево-водородным слоевым источником уменьшается настолько, что при той же светимости начинаются быстрое оседание оболочки на ядро, рост эфф. темп-ры и. следовательно, движение звезды влево. После исчерпания горючего в слоевых источниках (точка G) светимость поддерживается только за счёт теплоёмкости ядра, к-рое быстро остывает, звезда движется по ГРД вниз и превращается в белый карлик (точка H). На этой стадии звезда находится вплоть до полного остывания. Наблюдения свидетельствуют о том, что истечение вещества вблизи точки D происходит неравномерно и значит, доля массы сбрасывается непосредственно перед началом движения звезды влево, образуя планетарную туманность.

Звёзды с469-512_05-69.jpg. У звёзд с 469-512_05-70.jpgвремя жизни на ГП превышает космологич. время (2*1010 лет), и все они либо находятся на ГП, либо движутся к ней. В звёздах с 469-512_05-71.jpgвыгорание водорода сопровождается ростом плотности в центре звезды и приближением ядра к вырожденному состоянию. При 469-512_05-72.jpgгелиевое ядро, образующееся после выгорания водорода, становится вырожденным, а оболочка сильно раздувается, приводя к росту светимости и уменьшению поверхностной темп-ры (рис. 2). Звезда становится красным гигантом. Вырожденное ядро неустойчиво относительно гелиевой вспышки. Гелиевая вспышка в ядре приводит к его расширению и снятию вырождения; при этом сгорает не более 1% гелия.

Рис. 2. Эволюционные треки звёзд [с начальным химическим составом 469-512_05-73.jpg 469-512_05-74.jpg Xz (содержание элементов тяжелее гелия) - = 0,03] от главной последовательности до гелиевой вспышки (для М= 0,8 и 1,5469-512_05-75.jpg) или до возгорания углерода в центре (для 469-512_05-76.jpg Цифры указывают массу звезды в 469-512_05-77.jpgточки соответствуют главной последовательности и моментам возгорания гелия и углерода в ядре.


469-512_05-78.jpg


Звёзды небольшой массы с невырожденным гелиевым ядром и водородной оболочкой после гелиевой вспышки располагаются на ГРД вблизи горизонтальной ветви гигантов (ГВГ, рис. 3). На этой ветви звёзды представляют собой гелиевые ядра массой 469-512_05-79.jpg окружённые водородными оболочками разл. массы. После выгорания гелия в ядре начинается его быстрое сжатие до загорания гелиевого слоевого источника. Звезда на ГРД движется вверх и направо к линии, называемой асимптотич. ветвью гигантов (АВГ). На этой линии звезда состоит из вырожденного углеродно-кислородного ядра и двух слоевых источников (гелиевого и водородного), расположенных очень близко друг от друга. Над ними располагается водородная оболочка, масса к-рой может достигать 469-512_05-80.jpg Удивительным свойством звёзд на АВГ является то, что их положение на ГРД зависит только от массы углеродного ядра и практически не зависит от массы водородной оболочки. Светимость L звезды на АВГ определяется ф-лой

469-512_05-81.jpg
где М сo - масса углеродно-кислородного ядра. С ростом MCO звезда движется на ГРД вверх по АВГ. Это движение не является спокойным.


469-512_05-82.jpg


Рис. 3. Огрублённые эволюционные треки звёзд с начальными массами M= 1. 5, 25 469-512_05-83.jpg Жирные линии соответствуют основным стадиям горения в ядре (рядом указаны соответствующие реакции). Для М<2.3469-512_05-84.jpgпроисходит гелиевая вспышка в ядре (ГВЯ), далее начинается спокойное горение 4He в ядре. После выгорания 4He в ядре звезда переходит на раннюю асимптотическую ветвь гигантов (РАНГ). Когда ядро, в котором выгорел 4He, достигает массы 469-512_05-85.jpg начинаются тепловые вспышки (ТВ) в гелиевом слоевом источнике. На стадии АВГ происходит потеря массы, которая заканчивается быстрым сбросом остатка водородной оболочки в виде планетарной туманности (ПТ). СО-ядро массой 469-512_05-86.jpg превращается в белый карлик. Эволюция более массивных звёзд с 469-512_05-87.jpgна стадии АВГ и дальше происходит аналогично. Кружком с лучами отмечено начало свечения планетарной туманности, когда T, звезды достигает 3 · 104 К и начинается ионизация газа в ПТ.


469-512_05-88.jpg


Рис. 4. Эволюционный трек звезды, превращающейся в белый карлик, с 469-512_05-89.jpg начиная от РАВГ; начальный состав:
469-512_05-90.jpg . Точками даны положения звезды перед очередной тепловой вспышкой, указан её номер. OM - огибающая минимумов светимости при вспышках. Показаны треки звезды в области минимумов вспышек № 7, 9 и 10. Заштрихованы участки на ГП и в области горения гелия в ядре (ГТЯ), где даны приближённые эволюционные треки звёзд с 469-512_05-91.jpg Штриховая линия слева соответствует звезде постоянного радиуса 469-512_05-92.jpg

Малая толщина слоевых источников приводит к тепловым вспышкам (ТВ). Кол-во вспышек при движении по АВГ растёт с ростом массы водородной оболочки и может превышать неск. тысяч. Время между вспышками 469-512_05-93.jpgтакже зависит в основном от массы ядра и определяется выражением

469-512_05-94.jpg

469-512_05-95.jpg в годах), а светимость звезды в максимуме вспышки

469-512_05-96.jpg

Характерным свойством звёзд на АВГ является интенсивная потеря массы. Считается, что звёзды с 469-512_05-97.jpgтеряют всю водородную оболочку и превращаются в белый карлик массой 469-512_05-98.jpgМеханизм потери массы не вполне ясен, но считается (гл. обр. на основе данных наблюдений), что б. ч. массы теряется в виде спокойного истечения, а оставшаяся часть (неск. десятых долей 469-512_05-99.jpgсбрасывается быстро в виде сферич. оболочки, наблюдаемой как планетарная туманность. Эволюц. трек ядра планетарной туманности с 469-512_05-100.jpg, превращающегося в белый карлик, приведён на рис. 4 (схематически такие треки показаны на рис. 3). Времена на штриховых отметках ti и соответствующие массы водородных оболочек M об, равны

469-512_05-101.jpg

Звёзды с массой469-512_05-102.jpg. У таких звёзд масса ядра достигает 469-512_05-103.jpg. При сжатии ядра в нём зажигается углерод. Горение углерода в вырожденном ядре звезды с 469-512_05-104.jpgнеустойчиво, реакция 469-512_05-105.jpg приводит к взрыву и полному разлёту звезды. Возможно, подобные взрывы вызывают наблюдаемые вспышки сверхновых звёзд первого типа. В ядрах звёзд с нач. массами, превышающими 469-512_05-106.jpg (вплоть до 469-512_05-107.jpgуглеродное ядро не вырождено. Вырождение наступает на стадии образования ядра из 469-512_05-108.jpg Для 469-512_05-109.jpg

469-512_05-110.jpg вырожденное ядро сжимается в результате нейтронизацш вещества24Mg, сжатие переходит в гравитац. коллапс. При этом ядро разогревается за счёт неравновесной нейтронизации. В звёздах массой 469-512_05-111.jpgв вырожденном ядре развивается тепловая неустойчивость, к-рая, как и при гелиевой вспышке, ведёт к снятию вырождения и переходу в режим спокойного горения вплоть до появления 56Fe в центре звезды. Судьба такой звезды схожа с судьбой более массивных звёзд.

Эволюция массивных звёзд 469-512_05-112.jpg. Горение в центр, областях этих звёзд проходит в отсутствие вырождения вплоть до образования железного ядра. Расчётные эволюц. треки массивных звёзд после образования гелиевого ядра чувствительны к физ. предположениям, методу расчёта и очень разнообразны. Это проявляется в разл. форме петель на ГРД (аналогичных петлям для 469-512_05-113.jpg на рис. 2), а также в значениях эфф. темп-ры звезды на стадии горения гелия. Различие физ. предположений состоит в выборе критерия конвективной неустойчивости, к-рый учитывает [критерий П. Леду (P. Ledoux)] или не учитывает [критерий К. Шварцшильда (К. Schwarzschild) ] стабилизирующую роль градиента хим. состава. С этим связано поведение т. н. полуконвективной зоны, к-рая появляется над конвективным ядром у звёзд с 469-512_05-114.jpgна стадии горения водорода и имеет очень небольшое превышение градиента темп-ры над адиабатическим. В моделях, учитывающих градиент хим. состава, зона полуконвекции отделена от конвективного ядра лучистым слоем, что препятствует перемешиванию. Если же использовать критерий Шварцшильда, то возникает частичное перемешивание и условия эволюции существенно меняются. Горение гелия происходит в области голубых сверхгигантов при 469-512_05-115.jpgа в случае критерия Леду гелий выгорает в области красных сверхгигантов с 469-512_05-116.jpg
С ростом массы растёт величина 469-512_05-117.jpgгде критич. светимость

469-512_05-118.jpg

469-512_05-119.jpg

При L = Lc сила светового давления на электроны уравновешивает силу гравитац. притяжения атомных ядер. В процессе движения звезды на ГРД направо в область красных сверхгигантов после образования гелиевого ядра в оболочке, где возникают зоны неполной ионизации гелия и водорода, резко возрастает непрозрачность и L/Lc становится больше единицы. На этой стадии возможно резкое увеличение скорости потери массы звездой, так что может потеряться вся водородная оболочка. Наблюдения показывают существование очень ярких гелиевых звёзд типа Вольфа - Райе (WR, см. Вольфа- Райе звёзды), у к-рых происходит мощное истечение вещества с потоком массы 469-512_05-120.jpgНа стадии образования WR-звёзд поток массы мог быть значительно больше.


Расчёт эволюции массивных звёзд требует самосогласованного учёта потери массы, так чтобы величина M получалась в расчётах однозначно, как L, R, T э,. T. к. время потери массы M/M много больше гидродинамич. времени звезды 469-512_05-121.jpgзвезда на стадии истечения может быть представлена в виде статич. ядра и стационарно истекающей оболочки, масса к-рой внутри критич. радиуса потока много меньше массы звезды; на критич. радиусе r к скорость v к равна скорости звука 469-512_05-122.jpg (см. Звёздный ветер). Скорость потока быстро падает по мере перехода к плотным внутр. слоям звезды, и оболочка плавно переходит в статич. ядро. Сделаны лишь предварит, расчёты эволюции с самосогласованным учётом потери массы, хотя имеется много эволюц. расчётов с феноменологич. учётом потери массы, типа зависимостей

469-512_05-123.jpg
(L, R, M в единицах 469-512_05-124.jpg


469-512_05-126.jpg


Рис. 5. Эволюционные треки звёзд с массами 15 и 25469-512_05-127.jpg BB' и BC -области горения гелия в ядре; CD- горение в двойном (H - Не) слоевом источнике; DE -горение углерода. Расчёты доведены до точки потери устойчивости (указана крестом в кружке), штриховые треки соответствуют не вполне уверенным расчётам.

Расчёт эволюции двух звёзд с пост, массами (M= 15 и 469-512_05-125.jpg вплоть до образования железного ядра в состоянии предсверхновой представлен на рис. 5. После возгорания углерода эволюция ядра идёт очень быстро, ввиду роста скорости нейтринных потерь, так что состояние оболочки почти не меняется и звезда мало движется по ГРД вплоть до начала коллапса. Наблюдения сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке показали, что предсверхновая здесь представляла собой голубой, а не красный сверхгигант, как показано на рис. 5. Это может быть связано с тем, что либо произошёл сброс значит, части водородной оболочки, либо звезда эволюционировала на треке вдоль петель, заходящих в голубую область. Если углерод загорелся в тот момент, когда звезда находилась в голубой области, её видимое положение на ГРД оставалось почти неизменным вплоть до потери устойчивости и вспышки сверхновой. Сравнение разл. расчётов показывает, что появление петель носит стохастич. характер, поэтому можно говорить лишь о вероятности расположения звезды в области голубых, жёлтых или красных сверхгигантов в состоянии предсверхновой.


Звёзды, превратившиеся в красные и жёлтые гиганты и сверхгиганты, после образования гелиевого ядра становятся в определ. области неустойчивыми относительно раскачки механич. колебаний и наблюдаются как переменные звёзды с регулярными колебаниями блеска (цефеиды и звёзды типа RR Лиры). Осн. причиной возбуждения колебаний в этих звёздах является аномальное поведение непрозрачности в зоне неполной ионизации гелия, толщина к-рой растёт с ростом темп-ры (см. Пульсации звёзд). Вне ГП расположены и др. типы переменных звёзд с регулярной, полурегулярной и нерегулярной переменностью. Причиной переменности регулярных переменных, находящихся на стадиях Э. з. до и после ГП, является наличие мощных конвективных оболочек, приводящих к генерации ударных волн при звёздных вспышках, аналогичных вспышкам на Солнце, но на много порядков более мощных.

Предсверхновые и сверхновые

Сверхновые второго типа (с линиями водорода в спектрах и остатками в виде пульсаров )являются продуктом эволюции массивных звёзд с 469-512_05-128.jpgЯдра этих звёзд теряют устойчивость и коллапсируют после увеличения центр, темп-ры настолько, что начинается диссоциация ядер 56Fe и адиабатич. показатель 469-512_05-129.jpgстановится меньше 4/3. Значение g, усреднённое по звезде 469-512_05-130.jpgопределяет её гидродинамич. устойчивость. Неустойчивость имеет место при

469-512_05-131.jpg

В выражении член справа связан с эффектами общей теории относительности и равен нулю в ньютоновской теории, в к-рой 469-512_05-132.jpgотделяет устойчивые состояния от неустойчивых. Согласно результатам расчётов, представленным на рис. 5. ядра звёзд в точке вскоре после потери устойчивости характеризуются параметрами:

469-512_05-133.jpg

Здесь M,- масса ядра; Т с и rc - центральные темп-ра и плотность,469-512_05-134.jpg -нейтринная светимость,469-512_05-135.jpg -фотонная светимость,469-512_05-136.jpg -радиус фотосферы; цифры в скобках указывают порядок величины. У звёзд массой ок. 8 469-512_05-137.jpg образуется вырожденное углеродно-кислородное ядро массой 1,39469-512_05-138.jpg, к-рое перед тепловой вспышкой характеризуется след, параметрами:469-512_05-139.jpg469-512_05-140.jpg (r я,- радиус ядра). Тепловые вспышки звёздных ядер, ведущие к полному разлёту звезды и выделению энергии ~ 1051 эрг, связывают с наблюдаемыми вспышками сверхновых типа I, в спектрах к-рых водород не наблюдается, а в остатках взрыва не найдены пульсары. Вспышки сверхновых типа 469-512_05-141.jpgпромежуточных между типами I и II (линии водорода почти не видны, но нейтронные звёзды могут образоваться), связаны, видимо, с потерей устойчивости в ядрах звёзд промежуточной массы 469-512_05-142.jpg или с вхождением этих звёзд в двойные системы.

Расчёты гидродинамич. коллапса ядер массивных звёзд показали, что подавляющая часть 469-512_05-143.jpgвыделяющейся гравитац. энергии 469-512_05-144.jpgэрг) уносится нейтрино. Внутр. <части звезды оказываются непрозрачными для рождающихся там нейтрино, внутри звезды формируется нейтринная фотосфера. Нейтринный нагрев падающей оболочки, выгорание в ней оставшегося ядерного горючего во время коллапса, а также отскок падающей оболочки от поверхности образовавшейся нейтронной звезды оказываются недостаточными для того, чтобы выбросить вещество с ки-нетич. энергией 469-512_06-1.jpgэрг (характерной для сверхновых). Осн. причины этого заключаются в том, что нейтринный поток тормозит падение оболочки, а образующаяся при отскоке оболочки ударная волна дополнительно ослабляется из-за затраты большей части её энергии на диссоциацию в оболочке атомных ядер железного пика (т. е. ядер с массовыми числами, близкими к 56). Быстрые потери энергии за счёт испускания нейтрино из области нейтринной фотосферы приводят к увеличению градиента темп-ры и развитию конвекции. Это может существенно увеличить энергию каждого вылетающего нейтрино и соответственно сечение его взаимодействия с веществом, что способствует взрыву.

Энергия взрыва сверхновой может черпаться из энергии вращения образующейся нейтронной звезды, к-рая достигает 1053 эрг. Важнейшую роль в трансформации энергии вращения в энергию взрыва играет магн. поле. Поэтому такой взрыв носит назв. магниторотационного. В дифференциально вращающейся оболочке вокруг нейтронной звезды происходит линейное по времени усиление азимутального магн. поля за счёт наматывания силовых линий. Когда магн. давление достаточно возрастёт, формируется ударная волна, к-рая усиливается при распространении в среде со спадающей плотностью и за счёт работы магн. поршня. Расчёты показывают, что ~3-5% энергии вращения может быть преобразовано в кинетич. энергию выброса. Этого достаточно для объяснения наблюдаемых сверхновых. В отличие от механизмов взрыва сферически-симметричных звёзд, где энергия выделяется в доли секунды, при магниторотационном взрыве выделение энергии может затянуться на неск. часов; при этом период вращения образующейся нейтронной звезды может превышать 10 миллисекунд (скорость вращения будет <~ 1/10 предельной, совместимой с устойчивостью нейтронной звезды).

Последние стадии эволюции звёзд

Звезда, у к-рой отсутствуют источники энергии, светит за счёт остывания, а равновесие в ней поддерживается давлением вырожденных электронов или нейтронов. Фун-дам. фактом является наличие предела массы у холодных звёзд, связанного с тем, что с ростом плотности наступает релятивистское вырождение электронов 469-512_06-2.jpg, а затем и нейтронов. Поэтому достаточно массивные звёзды теряют устойчивость и переходят в состояние релятивистского коллапса с образованием чёрной дыры. При плотностях 469-512_06-3.jpg г/см 3 вещество состоит из электронов и ядер. Энергия Ферми электронов 469-512_06-4.jpgуже при 469-512_06-5.jpg469-512_06-6.jpg г/см 3 (mz - число нуклонов на электрон), поэтому можно использовать ур-ние состояния релятивистского вырожденного электронного газа
469-512_06-7.jpg
Для баротропного ур-ния состояния Р = Р(р )равновесие звезды определяется ур-ниями (1) и (2). В случае политропы 469-512_06-8.jpgиз (1) и (2) следует ур-ние равновесия:

469-512_06-9.jpg
масса звезды

469-512_06-10.jpg

469-512_06-11.jpg

Из ур-ния (9) следует, что при 469-512_06-12.jpgмасса звезды независит от r с. Для ур-ния состояния (8) масса

469-512_06-13.jpg


Рис. 6. Зависимость массы от центральной плотности для равновесных холодных звёзд. Верхняя штриховая линия соответствует уравнению состояния для "чистых" нейтронов, нижняя-с учётом гиперонов.

469-512_06-16.jpg
Масса звёзд, у к-рых давление определяется вырожденными электронами, не может превысить 469-512_06-14.jpg( Чандрасекара предел). Звёзды, в к-рых преобладает давление вырожденных электронов, наз. белыми карликами за их небольшие размеры и горячую поверхность. На графике 469-512_06-15.jpgдля холодных звёзд (рис. 6) белые карлики расположены левее первого максимума. Для железного состава 469-512_06-17.jpg = 28/13; с учётом нейтронизации и кулоновских поправок к ур-нию состояния макс, масса железного белого карлика равна примерно 469-512_06-18.jpg когда центр, плотность ~1,4x 469-512_06-19.jpg При большей плотности mz растёт из-за нейтронизации и равновесная масса падает. При этом равновесные модели неустойчивы, а устойчивость восстанавливается, когда осн. вклад в давление начинают давать нерелятивистские вырожденные нейтроны (минимум на рис. 6, где 469-512_06-20.jpgПри столь высоких плотностях важную роль играет ядерное взаимодействие, поэтому в устойчивых нейтронных звёздах (между минимумом и вторым максимумом) нейтронный газ не является идеальным. Релятивистское вырождение нейтронов и эффекты ОТО приводят к потере устойчивости. В результате предельная масса нейтронной звезды (для реалистич. ур-ний состояния)469-512_06-21.jpg

Звёзды с нач. массой 469-512_06-22.jpgтеряют вещество в процессе эволюции на АВГ и превращаются в белые карлики. Более массивные звёзды, не успевшие потерять массу и теряющие устойчивость, либо разлетаются в результате взрывного горения углерода, либо превращаются в нейтронные звёзды разл. типов. Если излишек массы не сбрасывается при коллапсе, то происходит релятивистский коллапс ядра с 469-512_06-23.jpgи образование чёрной дыры. Предшественниками чёрных дыр являются наиб, массивные звёзды с нач. массами 469-512_06-24.jpg

Лит.: Франк-Каменецкий Д. А., Физические процессы внутри звезд, M., 1959; Шварцшильд М., Строение и эволюция звезд, пер. с англ., M., 1961; Внутреннее строение звезд, под ред. Л. Аллера. Д. M. Мак-Лафлина, пер. с англ., M., 1970; Масевич А. Г., Тутуков А. В., Эволюция звезд; теория и наблюдения, M., 1988; Бисноватый-Коган Г. С., Физические вопросы теории звездной эволюции. M.. 1989. Г. С. Бисноватый-Коган.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. . 1988.


.

Смотреть что такое "ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД" в других словарях:

  • ЭВОЛЮЦИЯ —         (от лат. evolutio развёртывание), в широком смысле синоним развития; процессы изменения (лреим. необратимого), протекающие в живой и неживой природе, а также в социальных системах. Э. может вести к усложнению, дифференциации, повышению… …   Философская энциклопедия

  • ЭВОЛЮЦИЯ — (лат., от evolvere развертывать). 1) военные передвижения армии или флота. 2) прогрессивное развитие форм. Словарь иностранных слов, вошедших в состав русского языка. Чудинов А.Н., 1910. ЭВОЛЮЦИЯ 1) постепенное разбитие, законы которого исключают …   Словарь иностранных слов русского языка

  • ЭВОЛЮЦИЯ — ЭВОЛЮЦИЯ, эволюции, жен. (лат. evolutio). 1. только ед. Развитие, процесс изменения кого чего нибудь от одного состояния к другому. Эволюция искусства. Эволюция нравов. Творческий путь Пушкина служит примером поразительно быстрой эволюции. Теория …   Толковый словарь Ушакова

  • Эволюция — (evolution) Одно из ряда слов, означающих такие понятия, как рост , развитие , перемена , т.е. естественное изменение системы или структуры с течением времени. Однако за словом эволюция закрепилось вполне определенное значение: постепенное… …   Политология. Словарь.

  • эволюция — и, ж. évolution f., нем. Evolution <лат. evolutio. 1. Перестроение при движении войск из одного строя в другой (напр., из колонны в линию). БАС 1. Еволюцеи, воинския екзерциция, суть разновидныя перемены баталионов, как сдвоение шереног, рядов …   Исторический словарь галлицизмов русского языка

  • эволюция — во взглядах на ее механизм неодарвинисты не всегда едины. По мнению одних, она результат ряда последовательных мелких сдвигов от случайных мутаций согласно сиюминутным потребностям. Другие считают, что эволюция имеет определенную внутреннюю… …   Большая психологическая энциклопедия

  • Эволюция —  Эволюция  ♦ Évolution    Своим широким распространением начиная с XIX века термин в значительной мере обязан разнообразным теориям эволюции (особенно теории Дарвина, хотя сам ученый пользовался им с большой оглядкой), ставившим своей целью… …   Философский словарь Спонвиля

  • ЭВОЛЮЦИЯ — (от латинского evolutio развертывание), в широком смысле синоним развития; процессы изменения (преимущественно необратимые) в природе и обществе; в узком смысле в понятие эволюция включают лишь постепенные изменения в отличие от революции. Термин …   Современная энциклопедия

  • ЭВОЛЮЦИЯ — (от лат. evolutio развёртывание), необратимый процесс историч. изменения живого. Из многочисл. ненаправленных мутаций как элементарного эволюц. материала естественный отбор формирует такие комбинации признаков и свойств, к рые ведут к… …   Биологический энциклопедический словарь

  • эволюция — становление, изменение, развитие, формирование. Ant. деградация Словарь русских синонимов. эволюция см. развитие 2 Словарь синонимов русского языка. Практический справочник. М.: Русский язык. З. Е. Александрова …   Словарь синонимов

Книги

  • Эволюция G.A.N.Z.A., Илья Александрович Глазков. Технологии позволили человечеству спасать жизни с помощью интеграции плазмы под названием G.A.N.Z.A. Многие готовы отдать всё, ради того чтобы спасти близкого человека.Воспринятое обществом… Подробнее  Купить за 397 руб электронная книга
  • Эволюция жизни. Сборник статей и лекций, А. Безант. Издание 1993 года. Сохранность хорошая. В сборник вошли статьи разных лет: "человек и его миры", "Бессмертие тела человека", "Загадки любви и ненависти" и др., а также лекции: "Эволюция жизни… Подробнее  Купить за 350 руб
  • Эволюция 2, Сатпрем. После Дарвина мы не можем представить себе новый вид иначе, кроме как "улучшением" нас самих, надеясь, что он будет менее бренным. Но новый вид не сможет появиться, и уЗемли нет будущего,… Подробнее  Купить за 187 руб
Другие книги по запросу «ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД» >>