Звездная эволюция
.jpg)
Звездная эволюция — это процесс, посредством которого звезда меняется с течением времени. В зависимости от массы звезды ее время жизни может варьироваться от нескольких миллионов лет для самых массивных до триллионов лет для наименее массивных, что значительно превышает нынешний возраст Вселенной . В таблице показано время жизни звезд в зависимости от их массы. [1] Все звезды образуются из коллапсирующих облаков газа и пыли, часто называемых туманностями или молекулярными облаками . В течение миллионов лет эти протозвезды приходят в состояние равновесия, становясь так называемыми звездами главной последовательности .
Ядерный синтез питает звезду на протяжении большей части ее существования. Первоначально энергия генерируется путем слияния атомов водорода в ядре звезды главной последовательности. Позже, когда преобладание атомов в ядре становится гелием , звезды, подобные Солнцу, начинают синтезировать водород вдоль сферической оболочки, окружающей ядро. Этот процесс заставляет звезду постепенно увеличиваться в размерах, проходя через стадию субгиганта , пока не достигнет фазы красного гиганта . Звезды, масса которых составляет по меньшей мере половину массы Солнца, также могут начать генерировать энергию за счет синтеза гелия в их ядре, тогда как более массивные звезды могут синтезировать более тяжелые элементы в ряде концентрических оболочек. Как только звезда, подобная Солнцу, исчерпывает свое ядерное топливо, ее ядро превращается в плотного белого карлика , а внешние слои выбрасываются в виде планетарной туманности . Звезды, масса которых примерно в десять и более раз превышает массу Солнца, могут взорваться сверхновой, поскольку их инертные железные ядра коллапсируют в чрезвычайно плотную нейтронную звезду или черную дыру . Хотя Вселенная недостаточно стар для того, чтобы какой-либо из самых маленьких красных карликов достиг конца своего существования, звездные модели предполагают, что они будут постепенно становиться ярче и горячее, прежде чем у них закончится водородное топливо и они станут маломассивными белыми карликами. [2]
Звездную эволюцию не изучают путем наблюдения за жизнью одной звезды, поскольку большинство звездных изменений происходят слишком медленно, чтобы их можно было обнаружить даже на протяжении многих столетий. Вместо этого астрофизики приходят к пониманию того, как развиваются звезды, наблюдая за многочисленными звездами в разные моменты их жизни и моделируя звездную структуру с помощью компьютерных моделей .
Звездообразование [ править ]
Протозвезда [ править ]
Звездная эволюция начинается с гравитационного коллапса гигантского молекулярного облака . Типичные гигантские молекулярные облака имеют размеры примерно 100 световых лет (9,5 × 10 14 км) в поперечнике и содержат до 6 000 000 солнечных масс (1,2 × 10 37 кг ). При коллапсе гигантское молекулярное облако распадается на все более мелкие кусочки. В каждом из этих фрагментов коллапсирующий газ выделяет гравитационную потенциальную энергию в виде тепла. По мере увеличения температуры и давления фрагмент конденсируется во вращающийся шар сверхгорячего газа, известный как протозвезда . [3] Нитевидные структуры действительно повсеместно распространены в молекулярном облаке. Плотные молекулярные нити фрагментируются на гравитационно связанные ядра, которые являются предшественниками звезд. Непрерывная аккреция газа, геометрическое искривление и магнитные поля могут контролировать детальный характер фрагментации нитей. В сверхкритических нитях наблюдения выявили квазипериодические цепочки плотных ядер с расстоянием, сравнимым с внутренней шириной нити, и внедрили две протозвезды с истечениями газа. [4]
Протозвезда продолжает расти за счет аккреции газа и пыли из молекулярного облака, становясь звездой до главной последовательности по мере достижения своей конечной массы. Дальнейшее развитие определяется его массой. Массу обычно сравнивают с массой Солнца : 1,0 M ☉ (2,0 × 10 30 кг) означает 1 солнечную массу.
Протозвезды окружены пылью, поэтому их легче увидеть в инфракрасном диапазоне. Наблюдения с помощью Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) были особенно важны для открытия многочисленных галактических протозвезд и их родительских звездных скоплений . [5] [6]
и субзвездные объекты карлики Коричневые
Протозвезды с массой менее примерно 0,08 M ☉ (1,6 × 10 29 кг) никогда не достигают температуры, достаточно высокой для ядерного синтеза начала водорода. Они известны как коричневые карлики . Международный астрономический союз определяет коричневые карлики как звезды, достаточно массивные, чтобы расплавить дейтерий в какой-то момент своей жизни (13 масс Юпитера ( М Дж ), 2,5 × 10 28 кг, или 0,0125 М ☉ ). Объекты размером менее 13 МДж (но если они вращаются вокруг другого звездного объекта , классифицируются как субкоричневые карлики они классифицируются как планеты). [7] Оба типа, сжигающие дейтерий и нет, светятся тускло и медленно угасают, постепенно остывая в течение сотен миллионов лет.
звездной массы последовательности главной Объекты
Для более массивной протозвезды температура ядра в конечном итоге достигнет 10 миллионов Кельвинов , инициируя цепную реакцию протон-протон и позволяя водороду сливаться сначала с дейтерием , а затем с гелием . У звезд чуть более 1 M ☉ (2,0 × 10 30 кг), реакция синтеза углерода, азота и кислорода ( цикл CNO ) вносит большой вклад в выработку энергии. Начало ядерного синтеза относительно быстро приводит к гидростатическому равновесию, при котором энергия, выделяемая ядром, поддерживает высокое давление газа, уравновешивая вес вещества звезды и предотвращая дальнейший гравитационный коллапс. Таким образом, звезда быстро переходит в стабильное состояние, начиная фазу главной последовательности своей эволюции.
Новая звезда будет располагаться в определенной точке главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела главной последовательности , причем спектральный класс будет зависеть от массы звезды. Маленькие, относительно холодные, маломассивные красные карлики медленно сжигают водород и останутся на главной последовательности в течение сотен миллиардов лет или дольше, тогда как массивные горячие звезды О-типа покинут главную последовательность всего через несколько миллионов лет. среднего размера Желтый карлик , такой как Солнце, будет оставаться на главной последовательности около 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце находится в середине жизненного цикла своей основной последовательности.
Планетарная система [ править ]
У звезды может появиться протопланетный диск , который в дальнейшем может развиться в планетную систему .
Зрелые звезды [ править ]
В конце концов в ядре звезды исчерпываются запасы водорода, и звезда начинает выделяться из главной последовательности . Без внешнего радиационного давления , создаваемого синтезом водорода и противодействующего силе гравитации , ядро сжимается до тех пор, пока либо давление электронного вырождения не станет достаточным, чтобы противостоять гравитации, либо ядро не станет достаточно горячим (около 100 МК) для синтеза гелия начала . Что из этого произойдет первым, зависит от массы звезды.
Звезды малой массы [ править ]
Что происходит после того, как звезда малой массы перестает производить энергию посредством термоядерного синтеза, непосредственно не наблюдалось; Вселенной . около 13,8 миллиардов лет, что меньше времени (в некоторых случаях на несколько порядков), чем требуется для прекращения термоядерного синтеза в таких звездах
Последние астрофизические модели предполагают, что красные карлики с размером 0,1 M ☉ могут оставаться на главной последовательности примерно от шести до двенадцати триллионов лет, постепенно увеличивая как температуру , так и светимость , и требуется еще несколько сотен миллиардов лет, чтобы медленно схлопнуться в белого карлика . [9] [10] Такие звезды не станут красными гигантами, поскольку вся звезда представляет собой зону конвекции и у нее не образуется вырожденное гелиевое ядро с оболочкой, сжигающей водород. Вместо этого синтез водорода будет продолжаться до тех пор, пока почти вся звезда не превратится в гелий.
Чуть более массивные звезды расширяются в красные гиганты , но их гелиевые ядра недостаточно массивны, чтобы достичь температур, необходимых для синтеза гелия, поэтому они никогда не достигают кончика ветви красных гигантов. Когда горение водородной оболочки заканчивается, эти звезды уходят прямо от ветви красных гигантов, как звезды постасимптотической ветви гигантов (AGB), но с меньшей светимостью, становясь белыми карликами. [2] Звезда с начальной массой около 0,6 M ☉ сможет достигать температур, достаточно высоких для плавления гелия, и эти звезды «среднего размера» переходят на дальнейшие стадии эволюции за пределы ветви красных гигантов. [11]
Звезды среднего размера [ править ]
Звезды размером примерно 0,6–10 M ☉ становятся красными гигантами , которые представляют собой крупные не главной последовательности звезды звездной классификации K или M. Красные гиганты лежат вдоль правого края диаграммы Герцшпрунга – Рассела из-за их красного цвета и большой светимости. Примеры включают Альдебаран в созвездии Тельца и Арктур в созвездии Волопаса .
Звезды среднего размера являются красными гигантами на двух разных фазах своей эволюции после главной последовательности: звезды ветви красных гигантов с инертными ядрами, состоящими из гелия и горящих водородных оболочек, и звезды асимптотической ветви гигантов с инертными ядрами. состоит из оболочек, сжигающих углерод и гелий, внутри оболочек, сжигающих водород. [12] Между этими двумя фазами звезды проводят период на горизонтальной ветви с гелиевым ядром. Многие из этих звезд, синтезирующих гелий, группируются ближе к холодному концу горизонтальной ветви как гиганты K-типа и называются гигантами из красных сгустков .
Фаза субгиганта [ править ]
Когда звезда исчерпывает водород в своем ядре, она покидает главную последовательность и начинает синтезировать водород в оболочке за пределами ядра. Масса ядра увеличивается по мере того, как оболочка производит больше гелия. В зависимости от массы гелиевого ядра это продолжается от нескольких миллионов до одного или двух миллиардов лет, при этом звезда расширяется и остывает со светимостью, аналогичной или немного меньшей, чем ее состояние главной последовательности. В конечном итоге либо ядро вырождается у звезд массой с Солнце, либо внешние слои охлаждаются достаточно, чтобы стать непрозрачными, у более массивных звезд. Любое из этих изменений приводит к повышению температуры водородной оболочки и увеличению светимости звезды, после чего звезда расширяется и переходит в ветвь красных гигантов. [13]
Фаза ветвей красных гигантов [ править ]
Расширяющиеся внешние слои звезды являются конвективными , при этом материал перемешивается за счет турбулентности от областей слияния до поверхности звезды. Для всех звезд, кроме звезд с наименьшей массой, слитый материал до этого момента оставался глубоко в недрах звезды, поэтому конвективная оболочка впервые делает продукты термоядерного синтеза видимыми на поверхности звезды. На этом этапе эволюции результаты незначительны, при этом самые большие последствия, изменения изотопов водорода и гелия, невозможно наблюдать. Эффекты цикла CNO проявляются на поверхности во время первой дноуглубления , с меньшими 12 С/ 13 Соотношение углерода и измененные пропорции углерода и азота. Их можно обнаружить с помощью спектроскопии , и они были измерены для многих эволюционировавших звезд.
Гелиевое ядро продолжает расти на ветви красных гигантов. Он больше не находится в тепловом равновесии, либо вырожден, либо превышает предел Шенберга – Чандрасекара , поэтому его температура увеличивается, что приводит к увеличению скорости плавления в водородной оболочке. Светимость звезды увеличивается по направлению к кончику ветви красных гигантов . Все звезды ветви красных гигантов с вырожденным гелиевым ядром достигают вершины с очень похожей массой ядра и очень похожей светимостью, хотя более массивные из красных гигантов до этого момента становятся достаточно горячими, чтобы воспламенить синтез гелия.
Горизонтальная ветвь [ править ]
В гелиевых ядрах звезд с массой Солнца от 0,6 до 2,0, которые в значительной степени поддерживаются давлением электронного вырождения , термоядерный синтез гелия воспламенится в течение нескольких дней в виде гелиевой вспышки . В невырожденных ядрах более массивных звезд зажигание термоядерного гелия происходит сравнительно медленно, без вспышки. [14] Ядерная энергия, выделяющаяся при гелиевой вспышке, очень велика, порядка 10 8 раз превышает светимость Солнца в течение нескольких дней [13] и 10 11 раз превышает светимость Солнца (примерно светимость Галактики Млечный Путь ) на несколько секунд. [15] Однако энергия потребляется тепловым расширением первоначально вырожденного ядра и поэтому ее нельзя увидеть снаружи звезды. [13] [15] [16] Из-за расширения ядра синтез водорода в вышележащих слоях замедляется и общее энерговыделение уменьшается. Звезда сжимается, хотя и не до конца главной последовательности, и мигрирует в горизонтальную ветвь диаграммы Герцшпрунга-Рассела, постепенно сжимаясь в радиусе и повышая температуру своей поверхности.
Звезды со вспышкой гелиевого ядра эволюционируют к красному концу горизонтальной ветви, но не мигрируют к более высоким температурам, пока не приобретут вырожденное углеродно-кислородное ядро и не начнут горить гелиевую оболочку. Эти звезды часто наблюдаются как красная группа звезд на диаграмме цвет-величина скопления, более горячая и менее яркая, чем красные гиганты. Звезды с большей массой и более крупными гелиевыми ядрами движутся по горизонтальной ветви к более высоким температурам, некоторые становятся нестабильными пульсирующими звездами в желтой полосе нестабильности ( переменные RR Лиры ), тогда как некоторые становятся еще более горячими и могут образовывать синий хвост или синий крюк к горизонту. ветвь. Морфология горизонтальной ветви зависит от таких параметров, как металличность, возраст и содержание гелия, но точные детали все еще моделируются. [17]
гигантской Фаза ветви асимптотической
После того, как звезда израсходовала гелий в ядре, синтез водорода и гелия продолжается в оболочках вокруг горячего ядра из углерода и кислорода . Звезда следует асимптотической ветви гигантов на диаграмме Герцшпрунга – Рассела, параллельно первоначальной эволюции красных гигантов, но с еще более быстрым выделением энергии (которое длится более короткое время). [18] Хотя гелий сгорает в оболочке, большая часть энергии производится за счет сгорания водорода в оболочке дальше от ядра звезды. Гелий из этих горящих водородных оболочек падает к центру звезды, и периодически выход энергии из гелиевой оболочки резко возрастает. Это известно как тепловой импульс , и он возникает ближе к концу фазы асимптотической гигантской ветви, иногда даже в постасимптотической фазе гигантской ветви. В зависимости от массы и состава тепловых импульсов может быть от нескольких до сотен.
На подъеме асимптотической ветви гигантов существует фаза, когда формируется глубокая конвективная зона, способная выносить углерод из ядра на поверхность. Это известно как второй подъем, а у некоторых звезд может быть даже третий подъем. Таким образом углеродная звезда образуется , очень холодная и сильно покрасневшая звезда, демонстрирующая в своих спектрах сильные линии углерода. Процесс, известный как горение горячего дна, может превращать углерод в кислород и азот, прежде чем его можно будет вытащить на поверхность, и взаимодействие между этими процессами определяет наблюдаемую светимость и спектры углеродных звезд в конкретных скоплениях. [19]
Другой хорошо известный класс звезд асимптотической ветви гигантов — это переменные Миры , которые пульсируют с четко выраженными периодами от десятков до сотен дней и большими амплитудами примерно до 10 звездных величин (в визуальном виде полная светимость меняется на гораздо меньшую величину). ). У более массивных звезд звезды становятся более яркими, а период пульсации увеличивается, что приводит к усиленной потере массы, а звезды становятся сильно затемненными на видимых длинах волн. Эти звезды можно наблюдать как звезды OH/IR , пульсирующие в инфракрасном диапазоне и демонстрирующие мазерную активность OH. Эти звезды явно богаты кислородом, в отличие от углеродных звезд, но обе они должны быть добыты землечерпалками.
Пост-AGB [ править ]
Эти звезды среднего радиуса действия в конечном итоге достигают вершины асимптотической ветви гигантов, и у них заканчивается топливо для горения оболочки. Они недостаточно массивны, чтобы начать полномасштабный синтез углерода, поэтому они снова сжимаются, проходя через период постасимптотического суперветра гигантских ветвей, в результате чего образуется планетарная туманность с чрезвычайно горячей центральной звездой. Центральная звезда затем охлаждается до белого карлика. Выброшенный газ относительно богат тяжелыми элементами, образующимися внутри звезды, и может быть особенно обогащен кислородом или углеродом , в зависимости от типа звезды. Газ накапливается в расширяющейся оболочке, называемой околозвездной оболочкой , и охлаждается по мере удаления от звезды, позволяя частицам пыли формироваться и молекулам. Благодаря высокому притоку инфракрасной энергии от центральной звезды в этих околозвездных оболочках создаются идеальные условия для возбуждения мазера .
Тепловые импульсы могут возникнуть после того, как начнется постасимптотическая эволюция ветви гигантов, что приведет к образованию множества необычных и плохо изученных звезд, известных как возрожденные звезды асимптотической ветви гигантов. [20] Это может привести к появлению звезд с экстремальной горизонтальной ветвью ( звезды-субкарлики B ), звезд с постасимптотической гигантской ветвью с дефицитом водорода, переменных центральных звезд планетарных туманностей и переменных R Coronae Borealis .
Массивные звезды [ править ]
В массивных звездах ядро уже достаточно велико в начале горящей оболочки водорода, поэтому воспламенение гелия произойдет до того, как давление электронного вырождения сможет стать преобладающим. Таким образом, когда эти звезды расширяются и охлаждаются, они не становятся такими резкими, как звезды с меньшей массой; однако на главной последовательности они были более яркими и эволюционировали в очень яркие сверхгиганты. Их ядра становятся настолько массивными, что они не могут поддерживать себя за счет электронного вырождения и в конечном итоге разрушаются, образуя нейтронную звезду или черную дыру . [ нужна цитата ]
Эволюция сверхгигантов [ править ]
Чрезвычайно массивные звезды (более примерно 40 M ☉ ), которые очень ярки и, следовательно, имеют очень быстрые звездные ветры, теряют массу настолько быстро из-за радиационного давления, что имеют тенденцию сбрасывать свои собственные оболочки, прежде чем они смогут расшириться и стать красными сверхгигантами . и, таким образом, сохраняют чрезвычайно высокие температуры поверхности (и сине-белый цвет) начиная с момента их основной последовательности. Размер крупнейших звезд нынешнего поколения составляет около 100-150 M ☉, потому что внешние слои будут выброшены экстремальным излучением. Хотя звезды с меньшей массой обычно не сжигают свои внешние слои так быстро, они также могут избежать превращения в красные гиганты или красные сверхгиганты, если они находятся в двойных системах достаточно близко, так что звезда-компаньон отрывает оболочку при расширении, или если они вращаются достаточно быстро, чтобы конвекция распространялась на всем пути от ядра к поверхности, что приводит к отсутствию отдельного ядра и оболочки из-за тщательного перемешивания. [21]
Ядро массивной звезды, определяемое как область, обедненная водородом, становится все горячее и плотнее по мере того, как оно накапливает материал в результате синтеза водорода за пределами ядра. В достаточно массивных звездах ядро достигает температуры и плотности, достаточных для синтеза углерода и более тяжелых элементов посредством альфа-процесса . В конце термоядерного синтеза гелия ядро звезды состоит в основном из углерода и кислорода. В звездах тяжелее примерно 8 M ☉ углерод воспламеняется и плавится с образованием неона, натрия и магния. Звезды несколько менее массивные могут частично воспламенить углерод, но они не способны полностью расплавить углерод до того, как наступит электронное вырождение , и эти звезды в конечном итоге оставят кислородно-неон-магниевый белый карлик . [22] [23]
Точный предел массы для полного сгорания углерода зависит от нескольких факторов, таких как металличность и детальная потеря массы на асимптотической гигантской ветви , но составляет примерно M☉ 8-9 . [22] После завершения сгорания углерода ядро этих звезд достигает размера примерно 2,5 M ☉ и становится достаточно горячим для слияния более тяжелых элементов. Прежде чем кислород начнет плавиться , неон начинает захватывать электроны , что вызывает горение неона . Для диапазона звезд примерно 8-12 M ☉ этот процесс нестабилен и приводит к неуправляемому термоядерному синтезу, приводящему к сверхновой с захватом электронов . [24] [23]
У более массивных звезд слияние неона протекает без безудержного возгорания. За этим, в свою очередь, следует полное сжигание кислорода и кремния , в результате чего образуется ядро, состоящее в основном из элементов железного пика . Ядро окружают оболочки из более лёгких элементов, всё ещё находящихся в процессе синтеза. Срок полного слияния углеродного ядра с железным ядром настолько короток, всего несколько сотен лет, что внешние слои звезды не могут реагировать, и внешний вид звезды практически не меняется. Железное ядро растет до тех пор, пока не достигнет эффективной массы Чандрасекара , превышающей формальную массу Чандрасекара из-за различных поправок на релятивистские эффекты, энтропию, заряд и окружающую оболочку. Эффективная масса Чандрасекара железного ядра варьируется от примерно 1,34 M ☉ у наименее массивных красных сверхгигантов до более 1,8 M ☉ у более массивных звезд. Как только эта масса достигается, электроны начинают захватываться ядрами с железным пиком, и ядро становится неспособным поддерживать себя. Ядро коллапсирует, и звезда разрушается либо в сверхновая или прямой коллапс в черную дыру . [23]
Supernova[editСверхновая звезда
Когда ядро массивной звезды коллапсирует, оно образует нейтронную звезду или, в случае ядер, превышающих предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова , черную дыру . Посредством процесса, который до конца не изучен, часть гравитационной потенциальной энергии , высвободившейся в результате этого коллапса ядра, преобразуется в сверхновую типа Ib, типа Ic или типа II . Известно, что коллапс ядра вызывает массивный выброс нейтрино , как это наблюдалось в сверхновой SN 1987A . Чрезвычайно энергичные нейтрино фрагментируют некоторые ядра; часть их энергии расходуется на высвобождение нуклонов , включая нейтроны , а часть их энергии преобразуется в тепло и кинетическую энергию , тем самым усиливая ударную волну , возникающую в результате отскока части падающего материала от коллапса ядра. Захват электронов в очень плотных частях падающего вещества может привести к образованию дополнительных нейтронов. Поскольку часть отскакивающего вещества бомбардируется нейтронами, некоторые из его ядер захватывают их, создавая спектр материала тяжелее железа, включая радиоактивные элементы до (и, вероятно, выше) уран . [25] Хотя невзрывающиеся красные гиганты могут производить значительные количества элементов тяжелее железа, используя нейтроны, выделяющиеся в побочных реакциях более ранних ядерных реакций , обилие элементов тяжелее железа (и, в частности, некоторых изотопов элементов, имеющих множественные стабильные или долговременные живые изотопы), образующиеся в таких реакциях, сильно отличаются от того, что образуется при сверхновой. Ни одно из них не соответствует тому, что наблюдается в Солнечной системе необходимы как сверхновые, так и выбросы элементов из красных гигантов , поэтому для объяснения наблюдаемого изобилия тяжелых элементов и их изотопов .
Энергия, передаваемая от коллапса ядра к отскакивающему материалу, не только генерирует тяжелые элементы, но и обеспечивает их ускорение, значительно превышающее скорость убегания , вызывая тем самым сверхновую типа Ib, типа Ic или типа II. Текущее понимание этой передачи энергии все еще неудовлетворительно; хотя современные компьютерные модели сверхновых типа Ib, типа Ic и типа II учитывают часть передачи энергии, они не могут объяснить достаточную передачу энергии, чтобы вызвать наблюдаемый выброс материала. [26] Однако нейтринные осцилляции могут играть важную роль в проблеме переноса энергии, поскольку они влияют не только на энергию, доступную в определенном виде нейтрино, но и через другие общерелятивистские эффекты на нейтрино. [27] [28]
Некоторые данные, полученные в результате анализа массы и орбитальных параметров двойных нейтронных звезд (для которых требуются две такие сверхновые), указывают на то, что коллапс кислородно-неон-магниевого ядра может привести к образованию сверхновой, которая заметно (кроме размера) будет отличаться от обычной. сверхновая, возникшая в результате коллапса железного ядра. [29]
Самые массивные звезды, существующие сегодня, могут быть полностью уничтожены сверхновой с энергией, значительно превышающей ее энергию гравитационной связи . Это редкое событие, вызванное нестабильностью пар , не оставляет после себя остатков черной дыры. [30] В прошлой истории Вселенной некоторые звезды были даже крупнее самых крупных, существующих сегодня, и в конце своей жизни они немедленно коллапсировали бы в черную дыру из-за фотораспада .
Звездные остатки [ править ]
После того, как звезда сожгла запасы топлива, ее остатки могут принять одну из трех форм, в зависимости от массы в течение ее жизни.
Белые и черные карлики [ править ]
Для звезды размером 1 M ☉ получается белый карлик размером около 0,6 M ☉ , сжатый примерно до объёма Земли. Белые карлики стабильны, потому что внутреннее притяжение гравитации уравновешивается давлением вырождения электронов звезды, что является следствием принципа запрета Паули . Давление вырождения электронов обеспечивает довольно мягкий предел дальнейшего сжатия; следовательно, при данном химическом составе белые карлики большей массы имеют меньший объем. Не имея топлива для горения, звезда излучает оставшееся тепло в космос в течение миллиардов лет.
Белый карлик очень горячий в момент своего формирования: более 100 000 К на поверхности и еще горячее внутри. Он настолько горячий, что большая часть его энергии теряется в виде нейтрино в течение первых 10 миллионов лет его существования и потеряет большую часть своей энергии через миллиард лет. [31]
Химический состав белого карлика зависит от его массы. Звезда с массой около 8–12 солнечных масс зажжет синтез углерода с образованием магния, неона и меньшего количества других элементов, в результате чего образуется белый карлик, состоящий в основном из кислорода, неона и магния, при условии, что он может потерять достаточно массы, чтобы опуститься ниже предела Чандрасекара (см. ниже), и при условии, что воспламенение углерода не будет настолько сильным, чтобы взорвать звезду в виде сверхновой. [32] Звезда с массой порядка Солнца не сможет воспламенить синтез углерода и создаст белого карлика, состоящего в основном из углерода и кислорода, а масса слишком мала, чтобы коллапсировать, если к ней позже не будет добавлено вещество (см. ниже). ). Звезда с массой менее половины Солнца не сможет воспламенить синтез гелия (как отмечалось ранее) и создаст белого карлика, состоящего в основном из гелия.
В конце концов, все, что осталось, — это холодная темная масса, которую иногда называют черным карликом . Однако Вселенная еще недостаточно стара для существования каких-либо черных карликов.
Если масса белого карлика превышает предел Чандрасекара , который составляет 1,4 M ☉ для белого карлика, состоящего в основном из углерода, кислорода, неона и/или магния, то давление вырождения электронов прекращается из-за захвата электронов , и звезда коллапсирует. В зависимости от химического состава и температуры перед коллапсом в центре это приведет либо к коллапсу в нейтронную звезду , либо к безудержному воспламенению углерода и кислорода. Более тяжелые элементы способствуют продолжению коллапса ядра, поскольку для воспламенения им требуется более высокая температура, поскольку захват электронов этими элементами и продуктами их синтеза облегчается; Более высокие температуры ядра благоприятствуют неконтролируемой ядерной реакции, которая останавливает коллапс ядра и приводит к возникновению сверхновой типа Ia . [33] Эти сверхновые могут быть во много раз ярче сверхновой типа II, знаменующей смерть массивной звезды, хотя последняя имеет большее общее энерговыделение. Эта неустойчивость к коллапсу означает, что не может существовать ни один белый карлик массивнее примерно 1,4 M ☉ (за возможным незначительным исключением для очень быстро вращающихся белых карликов, чья центробежная сила из-за вращения частично противодействует весу их вещества). Перенос массы в двойной системе может привести к тому, что изначально стабильный белый карлик превысит предел Чандрасекара.
Если белый карлик образует тесную двойную систему с другой звездой, водород из более крупного компаньона может аккрецироваться вокруг белого карлика и на нем, пока он не станет достаточно горячим, чтобы слиться в неконтролируемой реакции на его поверхности, хотя белый карлик остается ниже предела Чандрасекара. . Такой взрыв называется новой .
Нейтронные звезды [ править ]
Обычно атомы по объему представляют собой в основном электронные облака с очень компактными ядрами в центре (пропорционально, если бы атомы были размером с футбольный стадион, их ядра были бы размером с пылевых клещей). Когда ядро звезды коллапсирует, давление заставляет электроны и протоны сливаться путем захвата электронов . Без электронов, которые разделяют ядра, нейтроны схлопываются в плотный шар (в некотором смысле похожий на гигантское атомное ядро) с тонким слоем вырожденного вещества (в основном железа, если позже не будет добавлено вещество другого состава). Нейтроны сопротивляются дальнейшему сжатию в соответствии с принципом Паули , аналогично давлению вырождения электронов, но сильнее.
Эти звезды, известные как нейтронные звезды, чрезвычайно малы — радиусом порядка 10 км, что не больше размера большого города — и феноменально плотны. Их период вращения резко сокращается по мере сжатия звезд (из-за сохранения углового момента ); наблюдаемые периоды вращения нейтронных звезд колеблются от примерно 1,5 миллисекунд (более 600 оборотов в секунду) до нескольких секунд. [34] Когда магнитные полюса этих быстро вращающихся звезд выравниваются с Землей, мы обнаруживаем импульс излучения при каждом обороте. Такие нейтронные звезды называются пульсарами , и они были первыми обнаруженными нейтронными звездами. Хотя электромагнитное излучение, обнаруживаемое пульсарами, чаще всего имеет форму радиоволн, пульсары также обнаруживаются в видимом, рентгеновском и гамма-диапазоне. [35]
Черные дыры [ править ]
Если масса остатка звезды достаточно велика, давление вырождения нейтронов будет недостаточным для предотвращения коллапса ниже радиуса Шварцшильда . Остаток звезды, таким образом, становится черной дырой. Масса, при которой это происходит, точно не известна, но в настоящее время оценивается от 2 до 3 M ☉ .
Черные дыры предсказываются общей теорией относительности . Согласно классической общей теории относительности, никакая материя и информация не могут перетекать из недр черной дыры к внешнему наблюдателю, хотя квантовые эффекты могут допускать отклонения от этого строгого правила. Существование черных дыр во Вселенной хорошо подтверждается как теоретически, так и астрономическими наблюдениями.
Поскольку механизм коллапса ядра сверхновой в настоящее время понятен лишь частично, до сих пор неизвестно, может ли звезда коллапсировать непосредственно в черную дыру без образования видимой сверхновой, или же некоторые сверхновые изначально образуют нестабильные нейтронные звезды, которые затем коллапсируют в черные дыры; точная связь между начальной массой звезды и конечным остатком также не совсем определена. Разрешение этих неопределенностей требует анализа большего количества сверхновых и остатков сверхновых.
Модели [ править ]
Модель звездной эволюции — это математическая модель , которую можно использовать для расчета фаз эволюции звезды от ее формирования до момента ее превращения в остаток. В качестве исходных данных используются масса и химический состав звезды, а единственными ограничениями являются светимость и температура поверхности. Формулы модели основаны на физическом понимании звезды, обычно в предположении гидростатического равновесия. Затем проводятся обширные компьютерные расчеты, чтобы определить изменяющееся состояние звезды с течением времени, в результате чего получается таблица данных, которую можно использовать для определения эволюционного пути звезды по диаграмме Герцшпрунга-Рассела , а также других эволюционирующих свойств. [36] Точные модели можно использовать для оценки текущего возраста звезды путем сравнения ее физических свойств со свойствами звезд, находящихся на соответствующем эволюционном пути. [37]
См. также [ править ]
- Компактная звезда – классификация в астрономии.
- Формирование и эволюция галактик
- Хронология Вселенной – История и будущее Вселенной
- Нуклеосинтез - процесс создания новых атомных ядер из ранее существовавших нуклонов, в первую очередь протонов и нейтронов.
- Стандартная солнечная модель - теоретическая основа, подробно описывающая структуру, состав и энергетику Солнца.
- Звездное население - Группировка звезд по схожей металличности ( металличности ).
- Вращение звезды § После образования – Угловое движение звезды вокруг своей оси – Вращение замедляется по мере старения звезды
- Хронология звездной астрономии
Ссылки [ править ]
- ^ Бертулани, Карлос А. (2013). Ядра в Космосе . Всемирная научная. ISBN 978-981-4417-66-2 .
- ^ Перейти обратно: а б Лафлин, Грегори; Боденхаймер, Питер; Адамс, Фред К. (1997). «Конец основной последовательности» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Бибкод : 1997ApJ...482..420L . дои : 10.1086/304125 .
- ^ Приальник (2000 , Глава 10)
- ^ Чжан, Го-Инь; Андре, доктор философии; Меньщиков А.; Ван, Кэ (1 октября 2020 г.). «Фрагментация нитей звездообразования в Х-образной туманности Калифорнийского молекулярного облака». Астрономия и астрофизика . 642 : А76. arXiv : 2002.05984 . Бибкод : 2020A&A...642A..76Z . дои : 10.1051/0004-6361/202037721 . ISSN 0004-6361 . S2CID 211126855 .
- ^ «Миссия по исследованию широкоугольного инфракрасного обзора» . НАСА.
- ^ Маджесс, Д. (2013). Обнаружение протозвезд и их скоплений через WISE , ApSS, 344, 1 ( каталог VizieR )
- ^ «Рабочая группа по внесолнечным планетам: определение «планеты» » . Заявление о позиции МАС . 28 февраля 2003 г. Архивировано из оригинала 4 февраля 2012 года . Проверено 30 мая 2012 г.
- ^ Пряльник (2000 , рис. 8.19, стр. 174)
- ^ «Почему самые маленькие звезды остаются маленькими». Небо и телескоп (22). Ноябрь 1997 года.
- ^ Адамс, ФК; П. Боденхаймер; Г. Лафлин (2005). «М-карлики: формирование планет и долгосрочная эволюция» . Астрономические новости . 326 (10): 913–919. Бибкод : 2005AN....326..913A . дои : 10.1002/asna.200510440 .
- ^ Лежен, Т; Шерер, Д. (2001). «База данных женевских треков звездной эволюции и изохрон для , HST-WFPC2, фотометрические системы Женевы и Вашингтона». Астрономия и астрофизика . 366 (2): 538–546. arXiv : astro-ph/0011497 . Бибкод : 2001A&A...366..538L . doi : 10.1051/0004- 6361: .S2CID 6708419 . 20000214
- ^ Хансен, Кавалер и Тримбл (2004 , стр. 55–56)
- ^ Перейти обратно: а б с Райан и Нортон (2010 , стр. 115)
- ^ Райан и Нортон (2010 , стр. 125)
- ^ Перейти обратно: а б Prialnik (2000 , p. 151)
- ^ Дюпри, Р.Г. (1 ноября 1996 г.). «Повторное исследование гелиевой вспышки ядра». Астрофизический журнал . 471 (1): 377–384. Бибкод : 1996ApJ...471..377D . CiteSeerX 10.1.1.31.44 . дои : 10.1086/177976 . S2CID 15585754 .
- ^ Граттон, Р.Г.; Карретта, Э.; Брагалья, А.; Лукателло, С.; д'Орази, В. (2010). «Второй и третий параметры горизонтальной ветви в шаровых скоплениях». Астрономия и астрофизика . 517 : А81. arXiv : 1004.3862 . Бибкод : 2010A&A...517A..81G . дои : 10.1051/0004-6361/200912572 . S2CID 55701280 .
- ^ Сакманн, И.-Дж.; Бутройд, AI; Кремер, К.Э. (1993). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее» . Астрофизический журнал . 418 : 457. Бибкод : 1993ApJ...418..457S . дои : 10.1086/173407 .
- ^ ван Лун; Зийлстра; Уайтлок; Питер те Линтел Хеккерт; Чепмен; Сесиль Лу; Гроеневеген; Воды; Трамваи (1998). «Скрытые асимптотические звезды Ветви гигантов в Магеллановых облаках IV. Углеродные звезды и звезды OH/IR» (PDF) . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 329 (1): 169–85. arXiv : astro-ph/9709119v1 . Бибкод : 1996MNRAS.279...32Z . CiteSeerX 10.1.1.389.3269 . дои : 10.1093/mnras/279.1.32 .
- ^ Хибер, У. (1991). «Атмосферы и содержание голубых звезд горизонтальной ветви и связанных с ними объектов». Эволюция звезд: связь фотосферного изобилия: материалы 145-го симпозиума Международного астрономического союза . 145 : 363. Бибкод : 1991IAUS..145..363H .
- ^ Ванбеверен, Д.; Де Лор, К.; Ван Ренсберген, В. (1998). «Массивные звезды». Обзор астрономии и астрофизики . 9 (1–2): 63–152. Бибкод : 1998A&ARv...9...63В . дои : 10.1007/s001590050015 . S2CID 189933559 .
- ^ Перейти обратно: а б Джонс, С.; Хирши, Р.; Номото, К.; Фишер, Т.; Тиммс, Форекс; Хервиг, Ф.; Пакстон, Б.; Токи, Х.; Сузуки, Т.; Мартинес-Пинедо, Г.; Лам, Ю.Х.; Бертолли, М.Г. (2013). «Продвинутые этапы горения и судьба 8-10M☉Stars». Астрофизический журнал . 772 (2): 150. arXiv : 1306.2030 . Бибкод : 2013ApJ...772..150J . дои : 10.1088/0004-637X/772/2/150 . S2CID 118687195 .
- ^ Перейти обратно: а б с Вусли, ЮВ; Хегер, А.; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Бибкод : 2002RvMP...74.1015W . дои : 10.1103/RevModPhys.74.1015 . S2CID 55932331 .
- ^ Кеничи Номото (1987). «Эволюция звезд размером 8–10 M ☉ в сторону сверхновых с захватом электронов. II - Коллапс ядра O + Ne + Mg». Астрофизический журнал . 322 : 206–214. Бибкод : 1987ApJ...322..206N . дои : 10.1086/165716 .
- ^ Как взрываются массивные звезды? Архивировано 27 июня 2003 г. в Wayback Machine.
- ^ Роберт Бурас; и другие. (июнь 2003 г.). «Моделирование сверхновых все еще не допускает взрывов» . Основные моменты исследования . Институт астрофизики Макса Планка. Архивировано из оригинала 3 августа 2003 г.
- ^ Ахлувалиа-Халилова, Д.В. (2004). «Дополнение к: General Rel. Grav. 28 (1996) 1161, Эссе, получившее первую премию за 1996 год: Нейтринные колебания и сверхновые». Общая теория относительности и гравитация . 36 (9): 2183–2187. arXiv : astro-ph/0404055 . Бибкод : 2004GReGr..36.2183A . дои : 10.1023/B:GERG.0000038633.96716.04 . S2CID 1045277 .
- ^ Ян, Юэ; Кнеллер, Джеймс П. (2017). «Эффекты GR в трансформациях аромата нейтрино сверхновых». Физический обзор D . 96 (2): 023009. arXiv : 1705.09723 . Бибкод : 2017PhRvD..96b3009Y . дои : 10.1103/PhysRevD.96.023009 . S2CID 119190550 .
- ^ EPJ ван ден Хеувел (2004). «Рентгеновские двойные системы и их потомки: двойные радиопульсары; доказательства существования трех классов нейтронных звезд?». Материалы 5-го семинара ИНТЕГРАЛ по Вселенной ИНТЕГРАЛ (ESA SP-552) . 552 : 185–194. arXiv : astro-ph/0407451 . Бибкод : 2004ESASP.552..185В .
- ^ Парная нестабильность сверхновых и гиперновых. , Николай Дж. Хаммер, (2003), по состоянию на 7 мая 2007 г. Архивировано 8 июня 2012 г., на Wayback Machine.
- ^ «Ископаемые звезды (1): Белые карлики» .
- ^ Кеничи Номото (1984). «Эволюция звезд размером 8–10 M ☉ в сторону сверхновых с захватом электронов. I - Формирование электронно-вырожденных ядер O + Ne + Mg» . Астрофизический журнал . 277 : 791–805. Бибкод : 1984ApJ...277..791N . дои : 10.1086/161749 .
- ^ Кеничи Номото и Ёдзи Кондо (1991). «Условия коллапса белых карликов, вызванного аккрецией». Астрофизический журнал . 367 : L19–L22. Бибкод : 1991ApJ...367L..19N . дои : 10.1086/185922 .
- ^ Д'Амико, Н.; Степлеры, BW; Бейлс, М.; Мартин, CE; Белл, Дж. Ф.; Лайн, АГ; Манчестер, Р.Н. (1998). «Обзор южных пульсаров Паркса - III. Выбор времени долгопериодических пульсаров» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 297 (1): 28–40. Бибкод : 1998MNRAS.297...28D . дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.01397.x .
- ^ Кортленд, Рэйчел (17 октября 2008 г.). «Пульсар обнаружен только по гамма-волнам» . Новый учёный . Архивировано из оригинала 2 апреля 2013 года.
- ^ Демарк, П.; Гюнтер, Д.Б.; Ли, Л.Х.; Мазумдар, А.; Страка, CW (август 2008 г.). «YREC: Йельский код эволюции вращающихся звезд». Астрофизика и космическая наука . 316 (1–4): 31–41. arXiv : 0710.4003 . Бибкод : 2008Ap&SS.316...31D . дои : 10.1007/s10509-007-9698-y . ISBN 9781402094408 . S2CID 14254892 .
- ^ Райан и Нортон (2010 , стр. 79, «Определение возраста на основе временных шкал сжигания водорода»)
- Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д.; Тримбл, Вирджиния (2004). Звездные интерьеры: физические принципы, структура и эволюция (2-е изд.). Спрингер-Верлаг. ISBN 0-387-20089-4 .
- Пряльник, 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 [ править ]
- Экстрем, С.; Георгий, К.; Эггенбергер, П.; Мейне, Г.; Моулави, Н.; Виттенбах, А.; Гранада, А.; Декрессин, Т.; Хирши, Р.; Фришкнехт, У.; Шарбоннель, К.; Медер, А. (2012). «Сетки звездных моделей с вращением». Астрономия и астрофизика . 537 : А146. arXiv : 1110.5049 . дои : 10.1051/0004-6361/201117751 . S2CID 85458919 .
- Конспект лекций по астрономии 606 (Звездная структура и эволюция) , Коул Миллер, факультет астрономии, Университет Мэриленда
- Конспект лекций Астрономия 162, Раздел 2 (Структура и эволюция звезд) , Ричард В. Погге, факультет астрономии, Университет штата Огайо
Внешние ссылки [ править ]
- Симулятор звездной эволюции
- Звездные модели Пизы
- Коды звездной эволюции MESA (Модули для экспериментов по звездной астрофизике)
- «Жизнь звезд» , дискуссия на BBC Radio 4 с Полом Мердином, Жанной Левин и Филом Чарльзом (« В наше время» , 27 марта 2003 г.)
- Жизненный цикл звезды [1] [2]
| Формирование | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Эволюция | |||||||
| Классификация |
| ||||||
| Нуклеосинтез | |||||||
| Состав | |||||||
| Характеристики | |||||||
| Звездные системы | |||||||
| Землецентричный наблюдения | |||||||
| Списки | |||||||
| Связанный | |||||||
| Базы данных органов управления : Национальные |
|---|
