Потеря звездной массы
Потеря звездной массы — это явление, наблюдаемое у звезд , при котором звезды теряют часть массы в течение своей жизни. Потеря массы может быть вызвана запускающими событиями, которые вызывают внезапный выброс большой части массы звезды. Это также может произойти, когда звезда постепенно теряет материал в пользу двойной звезды или из-за сильных звездных ветров . Массивные звезды особенно подвержены потере массы на поздних стадиях эволюции. Количество и скорость потери массы широко варьируются в зависимости от множества факторов.
Потеря звездной массы играет очень важную роль в звездной эволюции , составе межзвездной среды , нуклеосинтезе , а также в понимании популяций звезд в скоплениях и галактиках .
Причины
[ редактировать ]Каждая звезда за время своей жизни претерпевает некоторую потерю массы. Это может быть вызвано собственным звездным ветром или взаимодействием с внешней средой. Кроме того, массивные звезды особенно уязвимы к значительной потере массы и на них может влиять ряд факторов, в том числе:
- Гравитационное притяжение бинарного компаньона
- коронального выброса массы События типа
- Вознесение к красного гиганта или красного сверхгиганта статусу
Некоторые из этих причин обсуждаются ниже, а также последствия такого явления.
Солнечный ветер
[ редактировать ]Солнечный ветер — это поток плазмы, выбрасываемый из верхних слоев атмосферы Солнца . Высокие температуры короны необходимую позволяют заряженным частицам и другим атомным ядрам получать энергию, Солнца для выхода из гравитации . Солнце теряет массу из-за солнечного ветра с очень небольшой скоростью, (2–3) × 10. −14 солнечных масс в год. [2]
Солнечный ветер переносит следовые количества ядер тяжелых элементов, слитых в ядре Солнца, раскрывая внутреннюю работу Солнца, а также перенося информацию о солнечном магнитном поле. [3] В 2021 году солнечный зонд «Паркер» измерил « скорость звука » и магнитные свойства плазменной среды солнечного ветра. [4]
Бинарный массоперенос
[ редактировать ]Часто, когда звезда является членом пары двойных звезд , обращающихся по близкой орбите, приливного притяжения газов вблизи центра масс достаточно, чтобы притянуть газ от одной звезды к ее партнеру. Этот эффект особенно заметен, когда партнером является белый карлик , нейтронная звезда или черная дыра . Потеря массы в бинарных системах приводит к особенно интересным результатам. Если вторичная звезда в системе выходит за пределы своей полости Роша , она теряет массу по сравнению с первичной, что значительно изменяет их эволюцию. Если главная звезда — белый карлик, система быстро превращается в сверхновую типа Ia . [5] Другой альтернативный сценарий для той же системы – это формирование катастрофической переменной или «Новой». Если аккрецирующая звезда является нейтронной звездой или черной дырой , результирующая система представляет собой рентгеновскую двойную систему .
Исследование 2012 года показало, что более 70% всех массивных звезд обмениваются массой с компаньоном, что в трети случаев приводит к слиянию двойных звезд. [6] Поскольку траектория эволюции этих звезд сильно меняется из-за потери массы компаньона, модели звездной эволюции сосредоточены на воспроизведении этих наблюдений. [7] [8]
Массовый выброс
[ редактировать ]Некоторые классы звезд, особенно звезды Вольфа-Райе, достаточно массивны и по мере эволюции их радиус увеличивается. Это приводит к тому, что их власть над верхними слоями ослабевает, позволяя небольшим возмущениям выбрасывать большое количество внешних слоев в космос. Такие события, как солнечные вспышки и корональные выбросы массы, являются всего лишь точками на шкале потери массы для звезд малой массы (таких как наше Солнце). Однако эти же события вызывают катастрофический выброс звездного материала в космос для массивных звезд, таких как звезды Вольфа-Райе. [9]
Такие звезды чрезвычайно благотворительны и проводят большую часть своей жизни, жертвуя массу окружающей межзвездной среде. Лишенные водородной оболочки , они продолжают оставаться добрыми самаритянами, отказываясь от более тяжелых элементов, таких как гелий , углерод , азот и кислород , а некоторые из самых массивных звезд выделяют еще более тяжелые элементы, вплоть до алюминия. [10]
Потеря массы красного гиганта
[ редактировать ]Звезды, вошедшие в фазу красных гигантов, печально известны быстрой потерей массы. Как указано выше, гравитационное притяжение верхних слоев ослабляется, и они могут быть выброшены в космос в результате сильных событий, таких как начало гелиевой вспышки в ядре. Заключительная стадия жизни красного гиганта также приведет к огромной потере массы, поскольку звезда теряет свои внешние слои, образуя планетарную туманность .
Структуры этих туманностей дают представление об истории потери массы звезды. Избыточная и недостаточная плотность показывают периоды, когда звезда активно теряла массу, а распределение этих сгустков в космосе намекает на физическую причину потери. Однородные сферические оболочки туманности указывают на симметричные звездные ветры, а асимметрия и отсутствие однородной структуры указывают на выбросы массы и звездные вспышки как на причину. [11] [12]
Это явление приобретает новый масштаб при взгляде на звезды AGB . Звезды, находящиеся на асимптотической гигантской ветви диаграммы Герцшпрунга – Рассела, наиболее склонны к потере массы на поздних стадиях своей эволюции по сравнению с другими. На этой фазе теряется наибольшее количество массы одной звезды, которая не взорвалась сверхновой.
См. также
[ редактировать ]Внешние ссылки и дополнительная литература
[ редактировать ]Моделирование красного сверхгиганта, демонстрирующего нестабильность и потерю массы
Обзор потери массы массивных звезд
Влияние потери массы промежуточных звезд на межзвездную среду
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Роберт Ли (21 ноября 2023 г.). « Звездные вампиры» могут питаться скрытыми звездами в своих системах» . Space.com . Проверено 1 мая 2024 г.
- ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (1995). Введение в современную астрофизику (переработанное 2-е изд.). Бенджамин Каммингс. п. 409. ИСБН 978-0-201-54730-6 .
- ^ «НАСА/Физика Солнца Маршалла» . Solarscience.msfc.nasa.gov . Проверено 1 мая 2024 г.
- ^ «НАСА впервые входит в солнечную атмосферу, принося новые открытия — НАСА» . 14 декабря 2021 г. Проверено 1 мая 2024 г.
- ^ Уилан, Джон; Ибен, Ико-младший (1 декабря 1973 г.). «Двойные и сверхновые I типа» . Астрофизический журнал . 186 : 1007–1014. Бибкод : 1973ApJ...186.1007W . дои : 10.1086/152565 . ISSN 0004-637X .
{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) - ^ Сана, Х.; де Минк, SE; де Котер, А.; Лангер, Н.; Эванс, CJ; Гилес, М.; Госсет, Э.; Иззард, Р.Г.; Ле Букен, Ж.-Б.; Шнайдер, FRN (1 июля 2012 г.). «Двойное взаимодействие доминирует в эволюции массивных звезд» . Наука . 337 (6093): 444–446. arXiv : 1207.6397 . Бибкод : 2012Sci...337..444S . дои : 10.1126/science.1223344 . ISSN 0036-8075 . ПМИД 22837522 .
- ^ Пакстон, Билл; Маршан, Пабло; Шваб, Иосия; Бауэр, Эван Б.; Билдстен, Ларс; Кантиелло, Маттео; Дессар, Люк; Фармер, Р.; Хм.; Лангер, Н.; Таунсенд, RHD; Таунсли, Дин М.; Тиммс, FX (1 сентября 2015 г.). «Модули для экспериментов по звездной астрофизике (MESA): двойные системы, пульсации и взрывы» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 220 (1): 15. arXiv : 1506.03146 . Бибкод : 2015ApJS..220...15P . дои : 10.1088/0067-0049/220/1/15 . ISSN 0067-0049 .
- ^ Херли, Джаррод Р.; Тут, Кристофер А.; Полс, Онно Р. (1 февраля 2002 г.). «Эволюция двойных звезд и влияние приливов на население двойных звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 329 (4): 897–928. arXiv : astro-ph/0201220 . Бибкод : 2002MNRAS.329..897H . дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.05038.x . ISSN 0035-8711 .
- ^ Кроутер, Пол А. (1 сентября 2007 г.). «Физические свойства звезд Вольфа-Райе» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 (1): 177–219. arXiv : astro-ph/0610356 . Бибкод : 2007ARA&A..45..177C . дои : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . ISSN 0066-4146 .
- ^ Дирборн, DSP; Блейк, Дж. Б. (1 февраля 1984 г.). «О составе звездных ветров самых массивных звезд — от 100 солнечных масс до 2200 солнечных масс» . Астрофизический журнал . 277 : 783–790. Бибкод : 1984ApJ...277..783D . дои : 10.1086/161748 . ISSN 0004-637X .
- ^ Реймерс, Д. (1 января 1975 г.). Околозвездные оболочки и потеря массы красных гигантов . Бибкод : 1975psae.book..229R .
- ^ Саннер, Ф. (1 сентября 1976 г.). «Потеря массы красных гигантов и сверхгигантов» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 32 : 115–145. Бибкод : 1976ApJS...32..115S . дои : 10.1086/190394 . hdl : 2060/19760003852 . ISSN 0067-0049 .