Звездная эволюция

Звездная эволюция - это процесс, с помощью которого звезда меняется в течение своей жизни и как она может привести к созданию новой звезды. В зависимости от массы звезды, ее жизнь может варьироваться от нескольких миллионов лет для наиболее массовых до триллионов лет для наименьшего массового, что значительно длиннее нынешнего возраста вселенной . Таблица показывает жизнь звезд в зависимости от их масс. ^{[ 1 ]} Все звезды образуются из разрушающихся облаков газа и пыли, часто называемых туманными или молекулярными облаками . В течение миллионов лет эти протостары превращаются в состояние равновесия, становясь тем, что известно как звезда основной последовательности .

Ядерное слияние способствует звезде для большей части его существования. Первоначально энергия генерируется слиянием атомов водорода в ядре звезды основной последовательности. Позже, когда преобладание атомов в ядре становится гелии , звезды, такие как солнце , начинают объединять водород вдоль сферической оболочки, окружающей ядро. Этот процесс заставляет звезду постепенно расти в размерах, проходя через подпадную стадию, пока не достигнет фазы красного гиганта . Звезды с по крайней мере половиной массы солнца также могут начать генерировать энергию через слияние гелия в их ядре, тогда как более массивные звезды могут объединять более тяжелые элементы вдоль ряда концентрических оболочек. Как только звезда, подобная солнцу, исчерпала свое ядерное топливо, ее ядро падает в плотный белый карлик , а внешние слои изгнаны в виде планетарной туманности . Звезды с десятью или более раз, как масса солнца может взорваться в сверхновой , когда их инертные железные ядра разворачиваются в чрезвычайно плотную нейтронную звезду или черную дыру . Хотя вселенная Не достаточно взрослый для любого из самых маленьких красных карликов, которые достигли окончания своего существования, звездные модели предполагают, что они медленно станут ярче и горячее, прежде чем не заканчивается водородное топливо и станут белыми карликами с низким содержанием массы. ^{[ 2 ]}

Звездная эволюция не изучается путем наблюдения за жизнью одной звезды, так как большинство звездных изменений происходят слишком медленно, чтобы их можно было обнаружить, даже на протяжении многих веков. Вместо этого астрофизики понимают, как эволюционируют звезды, наблюдая за многочисленными звездами в разных точках своей жизни и моделируя звездную структуру с использованием компьютерных моделей .

Звездообразование

Упрощенное представление этапов звездной эволюции

Протостар

Звездная эволюция начинается с гравитационного коллапса гигантского молекулярного облака . Типичные гигантские молекулярные облака составляют примерно 100 световых лет (9,5 × 10 ¹⁴ км) поперек и содержит до 6 000 000 солнечных масс (1,2 × 10 ³⁷ кг ). Когда он рушится, гигантское молекулярное облако разбивается на более мелкие и меньшие кусочки. В каждом из этих фрагментов обрушительный газ высвобождает гравитационную потенциальную энергию в качестве тепла. По мере повышения температуры и давления фрагмент конденсируется в вращающемся шарике суперхота, известного как протостар . ^{[ 3 ]} Потерящие структуры действительно вездесущи в молекулярном облаке. Плотные молекулярные филаменты будут фрагментировать в гравитационно связанные ядра, которые являются предшественниками звезд. Непрерывная аккреция газа, геометрического изгиба и магнитных полей может контролировать детальную фрагментационную способность филаментов. В суперкритических нитях наблюдения выявили квазипериодические цепи плотных ядер с расстоянием, сравнимым с внутренней шириной нити, и встраивали два протостара с оттоком газа. ^{[ 4 ]}

Протостар продолжает расти путем аккреции газа и пыли из молекулярного облака, становясь звездой предварительной последовательности, поскольку он достигает своей окончательной массы. Дальнейшее развитие определяется его массой. Масса обычно сравнивается с массой солнца : 1,0 м _☉ (2,0 × 10 ³⁰ кг) означает 1 солнечная масса.

Протостары охватываются в пыли и, следовательно, более видны на инфракрасных длинах волн. Наблюдения от обследования инфракрасного обследования широкополе (WISE) были особенно важны для открытия многочисленных галактических протостаров и их родительских звездных кластеров . ^{[ 5 ]}^{[ 6 ]}

Коричневые карлики и суб-звездные объекты

Протостары с массами менее чем 0,08 м _☉ (1,6 × 10 ²⁹ кг) никогда не достигает температуры достаточно высокой для ядерного слияния начала водорода. Они известны как коричневые карлики . Международный астрономический союз определяет коричневые карлики как звезды, достаточно массивные, чтобы объединить дейтерий в какой -то момент своей жизни (13 масс Юпитера ( M _J ), 2,5 × 10 ²⁸ кг, или 0,0125 м _☉ ). Объекты, меньшие 13 м _, классифицируются как суб-коричневые гномы (но если они вращаются вокруг другого звездного объекта, они классифицируются как планеты). ^{[ 7 ]} Оба типа, сжигание дейтерия, а не, сияют смутно и медленно исчезают, постепенно охлаждение в течение сотен миллионов лет.

Основная последовательность звездных массовых объектов

Эволюционные треки звезд с разными начальными массами на диаграмме Hertzsprung -Russell . Треки начинаются после того, как звезда превратилась в основную последовательность и останавливается, когда Fusion останавливается (для массивных звезд) и в конце красной ветви (для звезд 1 м _☉ и меньше). ^{[ 8 ]}
Желтая трасса отображается для Солнца , которое станет красным гигантом после того, как его фаза основной последовательности закончится, прежде чем расширяться вдоль асимптотической гигантской ветви , которая будет последней фазой, в которой солнце подвергается слиянию. Числа вдоль основной кривой последовательности являются массы в солнечных единицах.

Для более массивного протостара температура ядра в конечном итоге достигнет 10 миллионов Кельвинов , инициируя протон-протоновую цепную реакцию и позволит водороду слиться, сначала в дейтерий , а затем к гелие . У звезд чуть более 1 м _☉ (2,0 × 10 ³⁰ Кг), реакция слияния углерода -нетрогенового сгибания ( цикл CNO ) способствует большой части производства энергии. Начало ядерного слияния относительно быстро приводит к гидростатическому равновесию , в котором энергия, выделяемая ядром Звезда, таким образом, быстро развивается до стабильного состояния, начав фазу основной последовательности своей эволюции.

Новая звезда будет сидеть в определенной точке на основной последовательности диаграммы Герцспрон-Русселя основной последовательности , с спектральным типом в зависимости от массы звезды. с низкой массой Небольшой, относительно холодный, красные карлики медленно сливается с водородом и останется в основной последовательности в течение сотен миллиардов лет или дольше, тогда как массивные, горячие звезды O-типа покинут основную последовательность через несколько миллионов лет. среднего размера Звезда желтого карлика , как и солнце, останется в основной последовательности около 10 миллиардов лет. Считается, что солнце находится в середине своей основной жизни.

Планетарная система

Звезда может получить протопланетический диск , который, кроме того, может превратиться в планетарную систему .

Зрелые звезды

В конечном итоге ядро звезды испускает свое снабжение водородом, и звезда начинает развиваться с основной последовательности . Без давления наружного излучения, генерируемого слиянием водорода, чтобы противодействовать силе тяжести , ядро сокращается до тех пор, пока ни давление дегенерации электрона не станет достаточным, чтобы противостоять гравитации, либо ядро не станет достаточно горячим (около 100 мк) для слияния гелия начала . Что из них происходит в первую очередь, зависит от массы звезды.

Звезды с низкой массой

То, что происходит после того, как звезда с низкой массой перестает производить энергию через слияние, не наблюдалось напрямую; Вселенной . около 13,8 миллиардов лет, что составляет меньше времени (в некоторых случаях на несколько порядков), чем для того, чтобы Fusion прекратилась в таких звездах

Недавние астрофизические модели предполагают, что красные карлики 0,1 м _☉ могут оставаться на основной последовательности в течение примерно шести до двенадцати триллионов лет, постепенно увеличиваясь как по температуре , так и в яркости , и затрагивает еще несколько сотен миллиардов лет, чтобы медленно рухнуть, в белый карф . ^{[ 9 ]}^{[ 10 ]} Такие звезды не станут красными гигантами, поскольку вся звезда является зоной конвекции, и у нее не будет вырожденного гелия с водородом сжигания оболочки. Вместо этого слияние водорода будет продолжаться до тех пор, пока почти вся звезда не станет гелий.

Чуть более массивные звезды расширяются в красных гигантов , но их гермевые ядра недостаточно массивны, чтобы достичь температуры, необходимых для слияния гелия, поэтому они никогда не достигают кончика красной ветви. Когда сжигание водородной оболочки заканчивается, эти звезды перемещаются прямо от красной ветви, как пост -асимптотический гигант- звезду (AGB), но при более низкой светимости, чтобы стать белым карликом. ^{[ 2 ]} Звезда с начальной массой около 0,6 м _☉ сможет достичь температуры, достаточно высокой, чтобы объединить гелий, и эти «звезды среднего размера» продолжают дальнейшие стадии эволюции за пределами красной ветви. ^{[ 11 ]}

Звезды среднего размера

Звезды примерно 0,6–10 м _☉ становятся красными гигантами , которые представляют собой большие не являющиеся основной последовательности звезды, звездной классификации, K или M. Красные гиганты лежат вдоль правого края диаграммы Герцспрон-Русселла из-за их красного цвета и большой светимости. Примеры включают Альдебаран в созвездий Тельце и Арктурус в созвездии боута .

Звезды среднего размера-это красные гиганты на двух разных фазах их эволюции после маниа-последовательности: звезды красно-гигантской яркости, с инертными ядрами, изготовленными из гелиевых и водородных оболочек, и асимптотические гигантские звезды, с инертными ядрами изготовлен из углерода и гелиевого сжигания в раковинах, сжигающих водород. ^{[ 12 ]} Между этими двумя фазами звезды проводят период на горизонтальной ветви с ядром избиения гелия. Многие из этих звезд гелия кластера кластер к прохладному концу горизонтальной ветви в виде гигантов K-типа и называются гигантами красных комков .

Подгентская фаза

Когда звезда теряет водород в своем ядре, она оставляет основную последовательность и начинает сливать водород в оболочке вне ядра. Ядро увеличивается в массе, поскольку оболочка производит больше гелия. В зависимости от массы гелиевого ядра, это продолжается в течение нескольких миллионов до одного или двух миллиардов лет, при этом звезда расширяется и охлаждается при аналогичной или немного более низкой светимости до его основного состояния последовательности. В конечном итоге либо ядро становится вырожденным, в звездах вокруг массы солнца, либо внешние слои в достаточной степени охлаждаются, чтобы стать непрозрачными, в более массивных звездах. Любые из этих изменений приводят к увеличению температуры водорода, а светимость звезды увеличивается, после чего звезда расширяется на красную ветвь. ^{[ 13 ]}

Фаза красного гиганта

Расширяющиеся внешние слои звезды являются конвективными , причем материал смешивается турбулентностью из ближних областей до поверхности звезды. Для всех звезд с самой низкой массой, перед этой точкой оставался глубокий материал в звездном салоне, поэтому конветирующая конверт впервые делает продукты слияния видимыми на поверхности звезды. На этом этапе эволюции результаты являются тонкими, с наибольшим эффектом, изменениями в изотопах водорода и гелия, которые являются ненаблюдаемыми. Эффекты цикла CNO появляются на поверхности во время первого удара , с более низким ¹²C/ ¹³C соотношения и измененные пропорции углерода и азота. Они обнаруживаются с помощью спектроскопии и были измерены для многих развитых звезд.

Гелийское ядро продолжает расти на красной ветви. Он больше не находится в термическом равновесии, ни дегенерации, ни над пределом Шонберга -Чандрасекхара , поэтому он повышает температуру, что вызывает скорость слияния в оболочке водорода. Звезда увеличивается в светимости к кончику красной ветви . Звезды красного гиганта с вырожденным гелиевым ядром достигают кончика с очень похожими основными массами и очень похожими светильностью, хотя более массивные из красных гигантов становятся достаточно горячими, чтобы разжечь слияние гелия до этой точки.

Горизонтальная ветвь

В ядрах гелия звезд в диапазоне солнечной массы от 0,6 до 2,0, которые в значительной степени поддерживаются давлением дегенерации электронов , слияние гелия будет воспламенено во времена дней во вспышке гелия . В негнутых ядрах более массивных звезд зажигание слияния гелия происходит относительно медленно без вспышки. ^{[ 14 ]} Ядерная энергия, выпущенная во время гелиевой вспышки, очень большая, по порядку 10 ⁸ раз светимость солнца в течение нескольких дней ^{[ 13 ]} и 10 ¹¹ Времена светимость солнца (примерно светимость молочной галактики ) в течение нескольких секунд. ^{[ 15 ]} Однако энергия потребляется тепловым расширением первоначально вырожденного ядра и, следовательно, не может быть замечена извне звезды. ^{[ 13 ]}^{[ 15 ]}^{[ 16 ]} Из -за расширения сердечника слияние водорода в вышележащих слоях замедляется, а общая генерация энергии уменьшается. Звезда сжимается, хотя и не все в основной последовательности, и она мигрирует в горизонтальную ветвь на диаграмме Герцспрон -Русселя, постепенно сокращаясь в радиусе и повышая температуру его поверхности.

Основные гелиевые вспышки эволюционируют до красного конца горизонтальной ветви, но не мигрируют к более высоким температурам, прежде чем они получат вырожденное ядро углерода-кислорода и начинают сжигать оболочку гелия. Эти звезды часто наблюдаются в виде красного компания звезд в схеме с окрашиванием кластера, горячей и менее светящейся, чем красные гиганты. Звезды с более высокой массой с большими ядрами гелия перемещаются вдоль горизонтальной ветви к более высоким температурам, некоторые становятся нестабильными пульсирующими звездами в желтой полосе нестабильности ( переменные RR Lyrae ), тогда как некоторые становятся еще горячими и могут сформировать синий хвост или синий крюк до горизонтального ветвь. Морфология горизонтальной ветви зависит от таких параметров, как металличность, возраст и содержание гелия, но точные детали все еще моделируются. ^{[ 17 ]}

Асимптотическая гигантская фаза

После того, как звезда потребляла гелий в ядре, слияние водорода и гелия продолжается в раковинах вокруг горячего ядра углерода и кислорода . Звезда следует за асимптотической гигантской ветвью на диаграмме Герцспрон-Русселла, параллельно оригинальной эволюции красного гиганта, но с еще быстрой генерацией энергии (которая длится более короткое время). ^{[ 18 ]} Хотя гелий сжигается в оболочке, большая часть энергии вырабатывается сжиганием водорода в оболочке дальше от ядра звезды. Гелий от этих оболочек с горящим водородом падает в сторону центра звезды, и периодически выработка энергии от гелиевой оболочки резко возрастает. Это известно как тепловой импульс , и они встречаются к концу асимптотической гигантской фазы, иногда даже в фазу пост-асимптотического гиганта. В зависимости от массы и состава, может быть от нескольких до сотен тепловых импульсов.

Существует фаза восхождения асимптотической гигантской ветви, где образуется глубокая конвективная зона и может вывести углерод из сердечника на поверхность. Это известно как второй драги, и в некоторых звездах может быть даже третья драги. Таким образом, углеродная звезда образуется , очень крутые и сильно покрасневшие звезды, показывающие сильные углеродные линии в своих спектрах. Процесс, известный как сжигание с горячим дном, может преобразовать углерод в кислород и азот, прежде чем он может быть выпущен к поверхности, а взаимодействие между этими процессами определяет наблюдаемые светимости и спектры углеродных звезд в определенных кластерах. ^{[ 19 ]}

Другим хорошо известным классом звезд асимптотической гиганты является переменные MIRA , которые пульсируют с четко определенными периодами десятков до сотен дней и больших амплитудов до примерно 10 величин (в визуальных, полных изменениях светимости гораздо меньшим количеством меньшего количества ) В более массивных звездах звезды становятся более светящимися, а период пульсации длиннее, что приводит к увеличению потери массы, а звезды становятся сильно скрытыми на длинах визуальных волн. Эти звезды можно наблюдать как звезды OH/IR , пульсирующие в инфракрасном положении и демонстрируя OH Maser активность . Эти звезды явно богаты кислородом, в отличие от звезд углерода, но оба должны быть произведены с помощью дрейга.

Пост-агб

Глаза кошачья туманность , планетарная туманность, сформированная смертью звезды с той же массой, что и солнце

Эти звезды среднего класса в конечном итоге достигают кончика асимптотической гигантской ветви и не хватает топлива для сжигания снаряда. Они недостаточно массивны, чтобы запустить полномасштабное слияние углерода, поэтому они снова сжимаются, проходя через период пост-асимптотического гигантского суперворота, чтобы произвести планетарную туманность с чрезвычайно горячей центральной звездой. Центральная звезда затем охлаждается до белого карлика. Изгнанный газ относительно богат тяжелыми элементами, создаваемыми в звезде, и может быть особенно обогащенный кислородом или углеродом , в зависимости от типа звезды. Газ накапливается в расширяющемся оболочке, называемой терморазвитой оболочкой и охлаждается, когда он отоходит от звезды, позволяя частиц пыли образованию и молекулы. При вводе с высокой инфракрасной энергией от центральной звезды идеальные условия образуются в этих обезжиренных конвертах для возбуждения мастера .

Возможно, что тепловые импульсы продуцируются после того, как началась эволюция пост-асимптотического гиганта, создавая множество необычных и плохо изученных звезд, известных как рожденные асимптотические гигантские звезды. ^{[ 20 ]} Они могут привести к экстремальным горизонтальным звездочкам ( Subdwarf B Stars ), с дефицитом водорода после асимптотических гигантских звезд, Variable Planetary Nebula Central Stars и r Coronae Borealis .

Массивные звезды

В массивных звездах ядро уже достаточно велико в начале оболочки с горящим водородом, что гелиевое зажигание будет происходить до того, как давление дегенерации электрона станет шансом стать распространенным. Таким образом, когда эти звезды расширяются и прохладны, они не осветляют так, как звезды с низким уровнем массы; Тем не менее, они были более светящимися в основной последовательности, и они эволюционируют до очень светящихся супергиантов. Их ядра становятся достаточно массивными, чтобы они не могли поддерживать себя путем вырождения электронов и в конечном итоге рухнут, чтобы произвести нейтронную звезду или черную дыру . ^{[ Цитация необходима ]}

Supergiant Evolution

Чрезвычайно массивные звезды (более чем около 40 м _☉ ), которые очень яркие и, следовательно, имеют очень быстрые звездные ветры, так же быстро теряют массу из -за радиационного давления, что они, как правило, снимают свои собственные конверты, прежде чем они смогут расширяться, чтобы стать красными суперджантами , и, таким образом, сохраняют чрезвычайно высокие температуры поверхности (и сине-белый цвет) с их основной последовательности. Самые большие звезды нынешнего поколения составляют около 100–150 м _☉, потому что внешние слои будут исключены экстремальным излучением. Хотя звезды с низким уровнем массы обычно не сжигают свои внешние слои так быстро, они также могут избежать того, чтобы стать красными гигантами или красными супергигантами, если они находятся в бинарных системах достаточно близко, чтобы сопутствующая звезда снимала конверт по мере расширения или если они Поверните достаточно быстро, так что конвекция простирается от ядра до поверхности, что приводит к отсутствию отдельного ядра и оболочки из -за тщательного смешивания. ^{[ 21 ]}

Ядро массивной звезды, определяемой как область, истощенная водородом, становится горячее и плотно, когда она накапливает материал от слияния водорода вне ядра. В достаточно массивных звездах ядро достигает температуры и плотности достаточно высокой, чтобы объединить углерод и более тяжелые элементы с помощью альфа -процесса . В конце слияния гелия ядро звезды состоит в основном из углерода и кислорода. У звезд, тяжелее около 8 м _☉ , углерод зажигает и предотвращает сформирование неонового, натрия и магния. Звезды, несколько менее массивные, могут частично зажечь углерод, но они не могут полностью слиться с углеродом до того, как наступит дегенерацию электрона с кислородом-неон магностия , и эти звезды в конечном итоге оставят белый карлик . ^{[ 22 ]}^{[ 23 ]}

Точный предел массы для полного сжигания углерода зависит от нескольких факторов, таких как металличность и детальная масса, потерянная на асимптотической гигантской ветви , но составляет приблизительно 8–9 м _☉ . ^{[ 22 ]} После того, как сжигание углерода завершено, ядро этих звезд достигает около 2,5 м _☉ и становится достаточно горячим, чтобы более тяжелые элементы могли бы слиться. До того, как кислород начинает сливаться , Неон начинает захватывать электроны , которые запускают неоновое сжигание . Для диапазона звезд приблизительно 8–12 м _☉ этот процесс нестабилен и создает сбежавшее слияние, приводящее к сверхновой захвате электронов . ^{[ 24 ]}^{[ 23 ]}

В более массивных звездах слияние неонового проходит без сбежавшей дефляции. За этим следует, в свою очередь, полное сжигание кислорода и сжигание кремния , производящее ядро, состоящее в основном из железных пиковых элементов . Окружающие ядра находятся в оболочках более легких элементов, все еще подвергающихся слиянию. Временная шкала для полного слияния углеродного ядра с железным сердечником настолько короткая, всего несколько сотен лет, что внешние слои звезды не могут отреагировать, а внешний вид звезды в значительной степени неизменен. Железное ядро растет до тех пор, пока не достигнет эффективной массы Чандрасекхара , выше, чем формальная масса Чандрасекхара из -за различных поправок для релятивистских эффектов, энтропии, заряда и окружающей конверты. Эффективная масса Чандрасекхара для железного ядра варьируется от 1,34 м _☉ в наименее массивных красных супергигантах до более чем 1,8 м _☉ в более массивных звездах. Как только эта масса достигнута, электроны начинают запечатлеваться в ядра железного пика, и ядро становится неспособным поддерживать себя. Ядро падает, и звезда уничтожена, либо в Сверхновая или прямой коллапс в черную дыру . ^{[ 23 ]}

Сверхновая

Когда ядро массивной звезды рухнет, оно будет образовывать нейтронную звезду или в случае ядра, которые превышают предел Толмана - Оппенгеймер - Volkoff , черная дыра . Благодаря процессу, который не совсем понятен, часть гравитационной потенциальной энергии, высвобождаемой этим коллапсом ядра, преобразуется в сверхновое тип IB, типа IC или типа II . Известно, что коллапс ядра вызывает огромный всплеск нейтрино , как наблюдается с SuperNova SN 1987a . Чрезвычайно энергичный фрагмент нейтрино некоторых ядер; Часть их энергии потребляется в высвобождении нуклеонов , включая нейтроны , и часть их энергии превращается в тепло и кинетическую энергию , что увеличивает ударную волну , начавшись от восстановления некоторых из переворачивающих материалов от коллапса ядра. Захват электронов в очень плотных частях инфразионного вещества может привести к дополнительным нейтронам. Поскольку некоторые из отскоков вещества бомбардируют нейтроны, некоторые из его ядер захватывают их, создавая спектр более тяжелого, чем железо, включая радиоактивные элементы до (и, вероятно, за пределами) уран . ^{[ 25 ]} Хотя не эксплуатирующие красные гиганты могут вырабатывать значительные количества элементов, тяжелее железа, используя нейтроны, высвобождаемые в побочных реакциях более ранних ядерных реакций , обилие элементов, тяжелее железа (и, в частности, определенных изотопов элементов, которые имеют множественные стабильные или долгое время Живые изотопы), полученные в таких реакциях, сильно отличаются от того, что производится в сверхновой. Ни одно из численности не совпадает с найденной в солнечной системе , поэтому как сверхновые, так и выброс элементов из красных гигантов необходимы, чтобы объяснить наблюдаемое изобилие тяжелых элементов и их изотопов .

Энергия, передаваемая из коллапса ядра для восстановления материала, не только генерирует тяжелые элементы, но и обеспечивает их ускорение далеко за пределы скорости побега , что вызывает сверхновое тип IB, типа или типа II. Текущее понимание этого переноса энергии до сих пор не является удовлетворительным; Хотя текущие компьютерные модели типа IB, IC типа и SuperNovae Type II учитывают часть передачи энергии, они не могут учитывать достаточное количество переноса энергии для получения наблюдаемого выброса материала. ^{[ 26 ]} Тем не менее, колебания нейтрино могут играть важную роль в проблеме переноса энергии, поскольку они не только влияют на энергию, доступную в конкретном вкусе нейтрино, но и через другие общие релативистские эффекты на нейтрино. ^{[ 27 ]}^{[ 28 ]}

Некоторые доказательства, полученные при анализе параметров массы и орбитальных бинарных нейтронных звезд (которые требуют двух таких сверхновых) намекает на то, что коллапс ядра кислорода-неоново-неона-магностия может привести к сверхновой, которая отличается наблюдательно (другими способами, кроме размера) от Сверхновая, произведенная крахом железного ядра. ^{[ 29 ]}

Самые массивные звезды, которые существуют сегодня, могут быть полностью разрушены сверхновой с энергией, которая значительно превышает ее гравитационную энергию связывания . Это редкое событие, вызванное парой , не оставляет остатка черной дыры. ^{[ 30 ]} В прошлой истории вселенной некоторые звезды были даже больше, чем самая большая, которая существует сегодня, и они сразу же рухнули в черную дыру в конце своей жизни из -за фотодизинтеграции .

Звездные остатки

После того, как звезда сожгла свое снабжение топлива, ее остатки могут принимать одну из трех форм, в зависимости от массы в течение ее жизни.

Белые и черные карлики

Для звезды 1 М _☉ полученный белый карлик составляет около 0,6 м _☉ , сжимается приблизительно на объем земли. Белые карлики стабильны, потому что внутреннее притяжение гравитации уравновешивается давлением вырождения электронов звезды, что является следствием принципа исключения Паули . Давление дегенерации электронов обеспечивает довольно мягкий предел против дальнейшего сжатия; Следовательно, для данной химической композиции белые карлики с более высокой массой имеют меньший объем. Без топлива, чтобы сгореть, звезда излучает оставшееся тепло в космос в течение миллиардов лет.

Белый карлик очень горячий, когда он впервые образуется, более 100 000 К на поверхности и даже горячее в своей внутренней части. Это настолько жарко, что большая часть его энергии теряется в форме нейтрино в течение первых 10 миллионов лет своего существования и потеряет большую часть своей энергии через миллиард лет. ^{[ 31 ]}

Химический состав белого карлика зависит от его массы. Звезда, имеющая массу около 8-12 солнечных масс, разжигает слияние углерода с образованием магния, неонового и меньшего количества других элементов, что приведет к тому, что белый карлик состоит главным образом из кислорода, неонового и магния, при условии, что он может потерять Достаточно массы, чтобы опуститься ниже предела Чандрасекхара (см. Ниже), и при условии, что зажигание углерода не настолько жестокое, чтобы раздуть звезду в сверхновой. ^{[ 32 ]} Звезда массы по порядку солнца не сможет зажечь слияние углерода и будет производить белый карлик, состоящий в основном из углерода и кислорода, и слишком низкой массы, чтобы обрушиться, если это не будет добавлено к ней позже (см. Ниже ниже (см. Ниже. ) Звезда менее чем половины массы солнца не сможет зажечь слияние гелия (как отмечалось ранее), и будет производить белый карлик, состоящий в основном из гелия.

В конце концов, все, что остается, - это холодная темная масса, иногда называемая черным карликом . Тем не менее, вселенная еще не достаточно взрослая, чтобы какие -либо черные карлики существовали.

Если масса белого карлика увеличивается выше предела Чандрасекхара 1,4 м _{, который составляет} для белого карлика, составленного в основном из углерода, кислорода, неонового и/или магния, то давление вырождения электрона не удается из -за захвата электронов , а звезда разрушается. В зависимости от химического состава и температуры перед пробелкой в центре, это приведет либо к разрушению в нейтронную звезду , либо с безудержным зажиганием углерода и кислорода. Более тяжелые элементы способствуют дальнейшему коллапсу ядра, потому что они требуют более высокой температуры, чтобы воспламенить, потому что электрон захват на эти элементы и их продукты слияния проще; Более высокие температуры ядра способствуют безудержной ядерной реакции, которая останавливает коллапс ядра и приводит к сверхновой типа IA . ^{[ 33 ]} Эти сверхновые могут быть во много раз ярче, чем сверхновая типа II, отмечающего смерть массивной звезды, хотя у последней более высокий общий выброс энергии. Эта нестабильность с коллапсом означает, что не может существовать белый карлик, более массивный, чем приблизительно 1,4 м _☉ (с возможным незначительным исключением для очень быстро вращающихся белых карликов, чья центробежная сила из -за вращения частично противодействует весу их вопроса). Массопередача в бинарной системе может привести к тому, что изначально стабильный белый карлик превзошел предел Чандрасекхара.

Если белый карлика образует близкую бинарную систему с другой звездой, водород из более крупного компаньона может нарастать вокруг и на белый карлик, пока он не станет достаточно горячи Полем Такой взрыв называется новой .

Нейтронные звезды

Подобная пузырьковой ударной волне по-прежнему расширяется с взрыва сверхновой 15 000 лет назад

Обычно атомы в основном представляют собой электронные облака по объему, с очень компактными ядрами в центре (пропорционально, если атомы были размером с футбольный стадион, их ядра будут размером с пылевых клещей). Когда звездное ядро рухнет, давление заставляет электроны и протоны сливаться с помощью захвата электронов . Без электронов, которые не содержат ядер отдельно, нейтроны складываются в плотный шарик (в некотором смысле, например, гигантское атомное ядро), с тонким надлежащим слоем дегенерации (главным образом железо, если не добавляется вопрос другой состав). Нейтроны сопротивляются дальнейшему сжатию по принципу исключения Паули , аналогично давлению дегенерации электрона, но сильнее.

Эти звезды, известные как нейтронные звезды, чрезвычайно малы - по порядку радиуса 10 км, не больше, чем размер большого города - и являются феноменально плотными. Их период вращения резко сокращается, когда звезды сокращаются (из -за сохранения углового импульса ); Наблюдаемые периоды вращения нейтронных звезд варьируются от 1,5 миллисекунд (более 600 революций в секунду) до нескольких секунд. ^{[ 34 ]} Когда эти быстро вращающиеся магнитные полюсы звезд выровнены с землей, мы обнаруживаем импульс излучения каждую революцию. Такие нейтронные звезды называются пульсарами и были первыми нейтронными звездами, которые будут обнаружены. Хотя электромагнитное излучение, обнаруженное от пульсаров, чаще всего находится в форме радиоволн, пульсары также были обнаружены на видимых, рентгеновских и гамма-лучах. ^{[ 35 ]}

Черные дыры

Если масса звездного остатка достаточно высока, давление дегенерации нейтронов будет недостаточным, чтобы предотвратить коллапс ниже радиуса Шварцшильда . Таким образом, звездный остаток становится черной дырой. Масса, при которой это происходит, не известна с уверенностью, но в настоящее время оценивается от 2 до 3 м _☉ .

Черные дыры предсказываются теорией общей относительности . В соответствии с классической общей относительностью, независимо от того, что или информация может течь от внутренней части черной дыры к внешнему наблюдателю, хотя квантовые эффекты могут позволить отклонения от этого строгого правила. Существование черных дыр во вселенной хорошо поддерживается, как теоретически, так и астрономическим наблюдением.

Поскольку механизм суперновой в основном коллега нейтронные звезды, которые затем рухнут в черные дыры; Точное соотношение между начальной массой звезды и последним остатком также не совсем определена. Разрешение этих неопределенности требует анализа большего количества остатков сверхновых и сверхновых.

Модели

Звездная эволюционная модель - это математическая модель , которую можно использовать для вычисления эволюционных фаз звезды из ее формирования, пока она не станет остатком. Масса и химический состав звезды используются в качестве входов, а светимость и температура поверхности являются единственными ограничениями. Модельные формулы основаны на физическом понимании звезды, обычно в предположении о гидростатическом равновесии. Затем проводятся обширные расчеты компьютеров для определения изменяющегося состояния звезды с течением времени, давая таблицу данных, которые можно использовать для определения эволюционной дорожки звезды на диаграмме Герцспунг -Русселя , наряду с другими развивающимися свойствами. ^{[ 36 ]} Точные модели могут быть использованы для оценки текущего возраста звезды, сравнивая ее физические свойства с свойствами звезд вдоль соответствующей эволюционной дорожки. ^{[ 37 ]}

Смотрите также

Компактный объект - классификация в астрономии
Формирование и эволюция галактики
Хронология вселенной - история и будущее вселенной
Нуклеосинтез -процесс, который создает новые атомные ядра из ранее существовавших нуклеонов, в основном протонов и нейтронов
Стандартная солнечная модель - теоретическая структура, подробно описывающая структуру, композицию и энергетику Солнца
Звездная популяция - группировка звезд по аналогичной металличности ( металличность )
Звездное вращение § После образования - угловое движение звезды о его оси - вращения медленно с возрастом звезд
Временная шкала звездной астрономии

Ссылки

^ Бертулани, Карлос А. (2013). Ядра в космосе . Мировой научный. ISBN 978-981-4417-66-2 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Лафлин, Грегори; Боденгеймер, Петр; Адамс, Фред С. (1997). «Конец основной последовательности» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997Apj ... 482..420L . doi : 10.1086/304125 .
^ Приальник (2000 , глава 10)
^ Чжан, Го-Инь; André, Ph.; Men'shchikov, A.; Ван, Ке (1 октября 2020 г.). «Фрагментация звездных нитей в x-образной туманности калифорнийского молекулярного облака». Астрономия и астрофизика . 642 : A76. Arxiv : 2002.05984 . Bibcode : 2020a & A ... 642a..76z . doi : 10.1051/0004-6361/202037721 . ISSN 0004-6361 . S2CID 211126855 .
^ «Миссия обследования широкополевого обследования» . НАСА.
^ Majaess, D. (март 2013 г.). «Обнаружение протостаров и их кластеров -хозяев через Wise». Астрофизика и космическая наука . 344 (1): 175–186. Arxiv : 1211.4032 . BIBCODE : 2013AP & SS.344..175M . doi : 10.1007/s10509-012-1308-y . ISSN 0004-640x . ( Каталог визиря )
^ «Рабочая группа по экстразолярным планетам: определение« планеты » » . Заявление о позиции IAU . 2003-02-28. Архивировано из оригинала 4 февраля 2012 года . Получено 2012-05-30 .
^ Приальник (2000 , рис. 8.19, стр. 174)
^ «Почему самые маленькие звезды остаются маленькими». Sky & Telescope (22). Ноябрь 1997.
^ Адамс, ФК; Bodenheimer, P.; Laughlin, G. (декабрь 2005 г.). «M Dwarfs: Формирование планеты и долгосрочная эволюция» . Астрономические новости . 326 (10): 913–919. Код BIB : 2005an .... 326..913A . Doi : 10.1002/asna.200510440 . ISSN 0004-6337 .
^ Lejeune, t; Schaerer, D (2001). "База данных Женевских звездных треков и изохронов для $(UBV)_{\mathsf {J}}(RI)_{\mathsf {C}}JHKLL'M$ , HST-WFPC2, Женева и Вашингтонские фотометрические системы ». Астрономия и астрофизика . 366 (2): 538–546. Arxiv : Astro-ph/0011497 . Bibcode : 2001a & A ... 366..538L . DOI : 10.1051/0004- 6361 . 20000214 :
^ Hansen, Kawaler & Trimble (2004 , с. 55–56)
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Ryan & Norton (2010 , стр. 115)
^ Ryan & Norton (2010 , стр. 125)
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Приальник (2000 , стр. 151)
^ Deupree, RG (1996-11-01). «Пересмотр основной гелиевой вспышки». Астрофизический журнал . 471 (1): 377–384. Bibcode : 1996apj ... 471..377d . Citeseerx 10.1.1.31.44 . doi : 10.1086/177976 . S2CID 15585754 .
^ Граттон, RG; Carretta, E.; Bragaglia, A.; Lucatello, S.; D'Orazi, V. (2010). «Второй и третий параметры горизонтальной ветви в глобулярных кластерах». Астрономия и астрофизика . 517 : A81. Arxiv : 1004.3862 . Bibcode : 2010a & A ... 517a..81g . doi : 10.1051/0004-6361/200912572 . S2CID 55701280 .
^ Сакманн, И. -J.; Бутройд, ИИ; Kraemer, KE (1993). «Наше Солнце III. НАСТОЯЩИЕ И БУДУЩЕЕ» . Астрофизический журнал . 418 : 457. Bibcode : 1993Apj ... 418..457S . doi : 10.1086/173407 .
^ Zijlstra, AA; Loup, C.; Уотерс, LBFM; Уайтлок, Пенсильвания; тур Van Cattle, J.; Guglielmo, F.; Гроенвеген; Воды; Трамваи (март 1996 г.). «Оскард асимптотические звезда Ганта в магелланических облаках-II. Прилегающие и средние инфракрасные часы » Ежемесячные уведомления о Королевском астрономическом обществе 279 (1): 32–6 Arxiv : Astro-ph/ 9709119v1 Bibcode : 1996mnras.279 ... 32Z Citeserx 10.1.1.1.1.1.1.389.3269 Doi : 10.1093/ mnras/ 279.1.3 ISSN 0035-8
^ Heber, U. (1991). «Атмосфера и изобилие синих горизонтальных звезд ветви и связанных с ними объектов». Эволюция звезд: Связь с численностью фотосфера: Материалы 145 -го симпозиума Международного астрономического союза . 145 : 363. Bibcode : 1991iaus..145..363h .
^ Vanbeveren, D.; Де Лур, C.; Ван Ренсберген, В. (1998). "Массивные звезды". Обзор астрономии и астрофизики . 9 (1–2): 63–152. Bibcode : 1998a & arv ... 9 ... 63v . doi : 10.1007/s001590050015 . S2CID 189933559 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Джонс, с.; Hirschi, R.; Nomoto, K.; Фишер, Т.; Тиммс, FX; Herwig, F.; Paxton, B.; Токи, Х.; Suzuki, T.; Martínez-Pinedo, G.; Лам, да; Бертолли, М.Г. (2013). «Усовершенствованные стадии жжения и судьба 8–10 м _☉ звезд». Астрофизический журнал . 772 (2): 150. Arxiv : 1306.2030 . Bibcode : 2013Apj ... 772..150J . doi : 10.1088/0004-637x/772/2/150 . S2CID 118687195 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Woosley, SE; Хегер, А.; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Bibcode : 2002rvmp ... 74.1015W . doi : 10.1103/revmodphys.74.1015 . S2CID 55932331 .
^ Nomoto, Ken'ichi (ноябрь 1987 г.). «Эволюция 8–10 м _☉ звезд к электронному захвату сверхновых. II - коллапс ядра O + Ne + Mg». Астрофизический журнал . 322 : 206. Bibcode : 1987apj ... 322..206n . doi : 10.1086/165716 . ISSN 0004-637X .
^ Как взрываются массивные звезды? Архивированный 2003-06-27 на машине Wayback
^ Бурас, Роберт; и др. (Июнь 2003 г.). «Симуляции сверхновой все еще не поддаются взрыву» . Исследования выделяют . Max-Planck-Institut für Astrophysik. Архивировано из оригинала 2003-08-03.
^ Ahluwalia-Khalilova, D. V (2004). «Приложение к: Gen. Rel. Grav. 28 (1996) 1161, Essay First Prize за 1996 год: нейтрино колебания и сверхновые». Общая относительность и гравитация . 36 (9): 2183–2187. Arxiv : Astro-ph/0404055 . Bibcode : 2004gregr..36.2183a . doi : 10.1023/b: gerg.0000038633.96716.04 . S2CID 1045277 .
^ Ян, Юэ; Кнеллер, Джеймс П. (2017). «Эффекты GR при трансформациях аромата сверхновой нейтрино». Физический обзор d . 96 (2): 023009. Arxiv : 1705.09723 . Bibcode : 2017 phrvd..96b3009y . doi : 10.1103/physrevd.96.023009 . S2CID 119190550 .
^ Ван Ден Хевел, EPJ (2004). «Рентгеновские двоичные файлы и их потомки: бинарные радиопульсары; доказательства трех классов нейтронных звезд?». Материалы 5-го интегрального семинара по интегральной вселенной (ESA SP-552) . 552 : 185–194. Arxiv : Astro-ph/0407451 . Bibcode : 2004esasp.552..185V .
^ Дж. Хаммер, Николай (24 июля 2003 г.). «Пара нестабильность сверхновых и гиперновы» (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 2012-06-08.
^ "Fossil Stars (1): белые карлики" .
^ Nomoto, K. (февраль 1984 г.). «Эволюция 8–10 м _☉ звезд в направлении электронов захватывает сверхновые. I-Образование электронных дегаративных ядер O + Ne + Mg» . Астрофизический журнал . 277 : 791. Bibcode : 1984Apj ... 277..791n . doi : 10.1086/161749 . ISSN 0004-637X .
^ Nomoto, Ken'ichi & Kondo, Йоджи (январь 1991 г.). «Условия для коллапса белых карликов», вызванного аккрецией ». Астрофизический журнал . 367 : L19. Bibcode : 1991Apj ... 367L..19n . doi : 10.1086/185922 . ISSN 0004-637X .
^ D'amico, n.; Стапперс, BW; Bailes, M.; Мартин, CE; Белл, JF; Lyne, Ag; Манчестер, Р.Н. (июнь 1998 г.). «Паркс Южный Пульсар Обзор-III. Время длиннопериодных пульсаров» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 297 (1): 28–40. Bibcode : 1998mnras.297 ... 28d . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01397.x . ISSN 0035-8711 .
^ Кортленд, Рэйчел (17 октября 2008 г.). «Пульсар обнаруживается только гамма -волнами» . Новый ученый . Архивировано с оригинала 2 апреля 2013 года.
^ Demarque, P.; Guenther, DB; Li, LH; Mazumdar, A.; Страка, CW (август 2008 г.). «Yrec: Йельский вращающийся код эволюции звездного эволюции». Астрофизика и космическая наука . 316 (1–4): 31–41. Arxiv : 0710.4003 . Bibcode : 2008ap & ss.316 ... 31d . doi : 10.1007/s10509-007-9698-y . ISBN 9781402094408 Полем S2CID 14254892 .
^ Ryan & Norton (2010 , стр. 79, «назначение возрастов из сроков сжигания водорода»)

Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д.; Тримбл, Вирджиния (2004). Звездные интерьеры: физические принципы, структура и эволюция (2 -е изд.). Springer-Verlag. ISBN 0-387-20089-4 .
Приальник, Дина (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Издательство Кембриджского университета. ISBN 0-521-65065-8 .
Райан, Шон Г.; Нортон, Эндрю Дж. (2010). Звездная эволюция и нуклеосинтез . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-13320-3 .

Дальнейшее чтение

Ekström, S.; Georgy, C.; Eggenberger, P.; Мейнет, Г.; Mowlavi, N.; Wyttenbach, A.; Granada, A.; Defressin, T.; Hirschi, R.; Frischknecht, U.; Charbonnel, C.; Maeder, A. (2012). «Сетки звездных моделей с вращением». Астрономия и астрофизика . 537 : A146. Arxiv : 1110.5049 . Bibcode : 2012a & A ... 537a.146e . doi : 10.1051/0004-6361/201117751 . S2CID 85458919 .
Астрономия 606 (звездная структура и эволюция . )
Структура и эволюция Звезд) . Астрономия 162, Блок 2 (

Внешние ссылки

Звездный эволюционный симулятор
Pisa Stellar Models
Коды эволюции Mesa Stellar (модули для экспериментов в звездной астрофизике)
«Жизнь звезд» , BBC Radio 4 Дискуссия с Полом Мердином, Джанной Левин и Филом Чарльзом ( в наше время , 27 марта 2003 г.)
Жизненный цикл звезды [1] [2]

[1] Бертулани, Карлос А. (2013). Ядра в космосе . Мировой научный. ISBN 978-981-4417-66-2 .

[endms-2] Jump up to: ^а ^{беременный} Лафлин, Грегори; Боденгеймер, Петр; Адамс, Фред С. (1997). «Конец основной последовательности» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997Apj ... 482..420L . doi : 10.1086/304125 .

[3] Приальник (2000 , глава 10)

[4] Чжан, Го-Инь; André, Ph.; Men'shchikov, A.; Ван, Ке (1 октября 2020 г.). «Фрагментация звездных нитей в x-образной туманности калифорнийского молекулярного облака». Астрономия и астрофизика . 642 : A76. Arxiv : 2002.05984 . Bibcode : 2020a & A ... 642a..76z . doi : 10.1051/0004-6361/202037721 . ISSN 0004-6361 . S2CID 211126855 .

[wright-5] «Миссия обследования широкополевого обследования» . НАСА.

[ma2013-6] Majaess, D. (март 2013 г.). «Обнаружение протостаров и их кластеров -хозяев через Wise». Астрофизика и космическая наука . 344 (1): 175–186. Arxiv : 1211.4032 . BIBCODE : 2013AP & SS.344..175M . doi : 10.1007/s10509-012-1308-y . ISSN 0004-640x . ( Каталог визиря )

[7] «Рабочая группа по экстразолярным планетам: определение« планеты » » . Заявление о позиции IAU . 2003-02-28. Архивировано из оригинала 4 февраля 2012 года . Получено 2012-05-30 .

[8] Приальник (2000 , рис. 8.19, стр. 174)

[S&T_22-9] «Почему самые маленькие звезды остаются маленькими». Sky & Telescope (22). Ноябрь 1997.

[10] Адамс, ФК; Bodenheimer, P.; Laughlin, G. (декабрь 2005 г.). «M Dwarfs: Формирование планеты и долгосрочная эволюция» . Астрономические новости . 326 (10): 913–919. Код BIB : 2005an .... 326..913A . Doi : 10.1002/asna.200510440 . ISSN 0004-6337 .

[lejeune-11] Lejeune, t; Schaerer, D (2001). "База данных Женевских звездных треков и изохронов для $(UBV)_{\mathsf {J}}(RI)_{\mathsf {C}}JHKLL'M$ , HST-WFPC2, Женева и Вашингтонские фотометрические системы ». Астрономия и астрофизика . 366 (2): 538–546. Arxiv : Astro-ph/0011497 . Bibcode : 2001a & A ... 366..538L . DOI : 10.1051/0004- 6361 . 20000214 :

[12] Hansen, Kawaler & Trimble (2004 , с. 55–56)

[RyanNorton115-13] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Ryan & Norton (2010 , стр. 115)

[14] Ryan & Norton (2010 , стр. 125)

[Prialnik151-15] Jump up to: ^а ^{беременный} Приальник (2000 , стр. 151)

[Deupree1996-16] Deupree, RG (1996-11-01). «Пересмотр основной гелиевой вспышки». Астрофизический журнал . 471 (1): 377–384. Bibcode : 1996apj ... 471..377d . Citeseerx 10.1.1.31.44 . doi : 10.1086/177976 . S2CID 15585754 .

[parameters-17] Граттон, RG; Carretta, E.; Bragaglia, A.; Lucatello, S.; D'Orazi, V. (2010). «Второй и третий параметры горизонтальной ветви в глобулярных кластерах». Астрономия и астрофизика . 517 : A81. Arxiv : 1004.3862 . Bibcode : 2010a & A ... 517a..81g . doi : 10.1051/0004-6361/200912572 . S2CID 55701280 .

[18] Сакманн, И. -J.; Бутройд, ИИ; Kraemer, KE (1993). «Наше Солнце III. НАСТОЯЩИЕ И БУДУЩЕЕ» . Астрофизический журнал . 418 : 457. Bibcode : 1993Apj ... 418..457S . doi : 10.1086/173407 .

[hbb-19] Zijlstra, AA; Loup, C.; Уотерс, LBFM; Уайтлок, Пенсильвания; тур Van Cattle, J.; Guglielmo, F.; Гроенвеген; Воды; Трамваи (март 1996 г.). «Оскард асимптотические звезда Ганта в магелланических облаках-II. Прилегающие и средние инфракрасные часы » Ежемесячные уведомления о Королевском астрономическом обществе 279 (1): 32–6 Arxiv : Astro-ph/ 9709119v1 Bibcode : 1996mnras.279 ... 32Z Citeserx 10.1.1.1.1.1.1.389.3269 Doi : 10.1093/ mnras/ 279.1.3 ISSN 0035-8

[bornagain-20] Heber, U. (1991). «Атмосфера и изобилие синих горизонтальных звезд ветви и связанных с ними объектов». Эволюция звезд: Связь с численностью фотосфера: Материалы 145 -го симпозиума Международного астрономического союза . 145 : 363. Bibcode : 1991iaus..145..363h .

[21] Vanbeveren, D.; Де Лур, C.; Ван Ренсберген, В. (1998). "Массивные звезды". Обзор астрономии и астрофизики . 9 (1–2): 63–152. Bibcode : 1998a & arv ... 9 ... 63v . doi : 10.1007/s001590050015 . S2CID 189933559 .

[jones-22] Jump up to: ^а ^{беременный} Джонс, с.; Hirschi, R.; Nomoto, K.; Фишер, Т.; Тиммс, FX; Herwig, F.; Paxton, B.; Токи, Х.; Suzuki, T.; Martínez-Pinedo, G.; Лам, да; Бертолли, М.Г. (2013). «Усовершенствованные стадии жжения и судьба 8–10 м _☉ звезд». Астрофизический журнал . 772 (2): 150. Arxiv : 1306.2030 . Bibcode : 2013Apj ... 772..150J . doi : 10.1088/0004-637x/772/2/150 . S2CID 118687195 .

[woosley-23] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Woosley, SE; Хегер, А.; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Bibcode : 2002rvmp ... 74.1015W . doi : 10.1103/revmodphys.74.1015 . S2CID 55932331 .

[nomoto1987-24] Nomoto, Ken'ichi (ноябрь 1987 г.). «Эволюция 8–10 м _☉ звезд к электронному захвату сверхновых. II - коллапс ядра O + Ne + Mg». Астрофизический журнал . 322 : 206. Bibcode : 1987apj ... 322..206n . doi : 10.1086/165716 . ISSN 0004-637X .

[25] Как взрываются массивные звезды? Архивированный 2003-06-27 на машине Wayback

[26] Бурас, Роберт; и др. (Июнь 2003 г.). «Симуляции сверхновой все еще не поддаются взрыву» . Исследования выделяют . Max-Planck-Institut für Astrophysik. Архивировано из оригинала 2003-08-03.

[27] Ahluwalia-Khalilova, D. V (2004). «Приложение к: Gen. Rel. Grav. 28 (1996) 1161, Essay First Prize за 1996 год: нейтрино колебания и сверхновые». Общая относительность и гравитация . 36 (9): 2183–2187. Arxiv : Astro-ph/0404055 . Bibcode : 2004gregr..36.2183a . doi : 10.1023/b: gerg.0000038633.96716.04 . S2CID 1045277 .

[28] Ян, Юэ; Кнеллер, Джеймс П. (2017). «Эффекты GR при трансформациях аромата сверхновой нейтрино». Физический обзор d . 96 (2): 023009. Arxiv : 1705.09723 . Bibcode : 2017 phrvd..96b3009y . doi : 10.1103/physrevd.96.023009 . S2CID 119190550 .

[29] Ван Ден Хевел, EPJ (2004). «Рентгеновские двоичные файлы и их потомки: бинарные радиопульсары; доказательства трех классов нейтронных звезд?». Материалы 5-го интегрального семинара по интегральной вселенной (ESA SP-552) . 552 : 185–194. Arxiv : Astro-ph/0407451 . Bibcode : 2004esasp.552..185V .

[Hammer-30] Дж. Хаммер, Николай (24 июля 2003 г.). «Пара нестабильность сверхновых и гиперновы» (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 2012-06-08.

[31] "Fossil Stars (1): белые карлики" .

[32] Nomoto, K. (февраль 1984 г.). «Эволюция 8–10 м _☉ звезд в направлении электронов захватывает сверхновые. I-Образование электронных дегаративных ядер O + Ne + Mg» . Астрофизический журнал . 277 : 791. Bibcode : 1984Apj ... 277..791n . doi : 10.1086/161749 . ISSN 0004-637X .

[33] Nomoto, Ken'ichi & Kondo, Йоджи (январь 1991 г.). «Условия для коллапса белых карликов», вызванного аккрецией ». Астрофизический журнал . 367 : L19. Bibcode : 1991Apj ... 367L..19n . doi : 10.1086/185922 . ISSN 0004-637X .

[34] D'amico, n.; Стапперс, BW; Bailes, M.; Мартин, CE; Белл, JF; Lyne, Ag; Манчестер, Р.Н. (июнь 1998 г.). «Паркс Южный Пульсар Обзор-III. Время длиннопериодных пульсаров» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 297 (1): 28–40. Bibcode : 1998mnras.297 ... 28d . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01397.x . ISSN 0035-8711 .

[35] Кортленд, Рэйчел (17 октября 2008 г.). «Пульсар обнаруживается только гамма -волнами» . Новый ученый . Архивировано с оригинала 2 апреля 2013 года.

[aass316_1_31-36] Demarque, P.; Guenther, DB; Li, LH; Mazumdar, A.; Страка, CW (август 2008 г.). «Yrec: Йельский вращающийся код эволюции звездного эволюции». Астрофизика и космическая наука . 316 (1–4): 31–41. Arxiv : 0710.4003 . Bibcode : 2008ap & ss.316 ... 31d . doi : 10.1007/s10509-007-9698-y . ISBN 9781402094408 Полем S2CID 14254892 .

[ryan_norton2010-37] Ryan & Norton (2010 , стр. 79, «назначение возрастов из сроков сжигания водорода»)

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[ 33 ]

[ 34 ]

[ 35 ]

[ 36 ]

[ 37 ]

v Т и Большая история
Themes and subjects	Chronology of the universe Cosmic evolution Deep time Time scales Goldilocks principle Modernity
Eight thresholds	1: Creation - Big Bang and cosmogony 2: Stars - creation of stars 3: Elements - creation of chemical elements inside dying stars 4: Planets - formation of planets 5: Life - abiogenesis and evolution of life 6: Humans - development of Homo sapiens Stone Age 7: Agriculture - Agricultural Revolution 8: Modernity - modern era
Web-based education	Big History Project ChronoZoom
Notable people	Walter Alvarez Cynthia Stokes Brown Eric Chaisson David Christian Carl Sagan Fred Spier Graeme Snooks
Related	Big History (2013 series)