Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Типичное время жизни звезд в зависимости от их массы
Изменение размера звезды типа Солнца со временем
Художник изображает жизненный цикл звезды, похожей на Солнце, начиная со звезды главной последовательности в левом нижнем углу, затем расширяясь через фазы субгиганта и гиганта , пока ее внешняя оболочка не вытесняется, образуя планетарную туманность в правом верхнем углу.
Схема звездной эволюции

Звездная эволюция - это процесс, при котором звезда меняется с течением времени. В зависимости от массы звезды ее время жизни может варьироваться от нескольких миллионов лет для наиболее массивных до триллионов лет для наименее массивных, что значительно превышает возраст Вселенной . В таблице показано время жизни звезд в зависимости от их масс. [1] Все звезды образованы из схлопывающихся облаков газа и пыли, часто называемых туманностями или молекулярными облаками . В течение миллионов лет эти протозвезды приходят в состояние равновесия, становясь так называемой звездой главной последовательности .

Ядерный синтез питает звезду большую часть своего существования. Первоначально энергия генерируется за счет слияния атомов водорода в ядре звезды главной последовательности. Позже, когда преобладание атомов в ядре становится гелием , звезды, подобные Солнцу, начинают плавить водород вдоль сферической оболочки, окружающей ядро. Этот процесс заставляет звезду постепенно увеличиваться в размерах, проходя через стадию субгиганта, пока не достигнет красного гиганта.фаза. Звезды с массой не менее половины Солнца могут также начать вырабатывать энергию за счет синтеза гелия в их ядре, тогда как более массивные звезды могут сливать более тяжелые элементы вдоль ряда концентрических оболочек. Когда у звезды, такой как Солнце, заканчивается ядерное топливо, ее ядро ​​коллапсирует в плотный белый карлик, а внешние слои вытесняются как планетарная туманность . Звезды, масса которых примерно в десять или более раз превышает массу Солнца, могут взорваться в виде сверхновой, поскольку их инертные железные ядра схлопываются в чрезвычайно плотную нейтронную звезду или черную дыру . Хотя вселенная еще недостаточно стара для любого из самых маленьких красных карликовЗвездные модели предполагают, что , достигнув конца своего существования, они будут постепенно становиться ярче и горячее, прежде чем у них закончится водородное топливо и они станут белыми карликами с малой массой. [2]

Звездная эволюция не изучается путем наблюдения за жизнью отдельной звезды, поскольку большинство звездных изменений происходит слишком медленно, чтобы их можно было обнаружить, даже на протяжении многих столетий. Вместо этого астрофизики приходят к пониманию того, как звезды развиваются, наблюдая за множеством звезд в различные моменты их жизни и моделируя звездную структуру с помощью компьютерных моделей .

Звездообразование [ править ]

Упрощенное представление этапов звездной эволюции
Основная статья: Звездообразование

Протостар [ править ]

Основная статья: Protostar
Схема звездной эволюции

Звездная эволюция начинается с гравитационным коллапсом в виде гигантского молекулярного облака . Типичные гигантские молекулярные облака составляют примерно 100 световых лет (9,5 × 10 14  км) в поперечнике и содержат до 6 000 000 солнечных масс (1,2 × 10 37  кг ). Когда оно схлопывается, гигантское молекулярное облако распадается на все меньшие и меньшие части. В каждом из этих фрагментов коллапсирующий газ выделяет потенциальную энергию гравитации в виде тепла. По мере увеличения температуры и давления осколок конденсируется во вращающийся шар сверхгорячого газа, известный как протозвезда . [3] Нитевидные структуры действительно повсеместны в молекулярном облаке. Плотные молекулярные нити будут фрагментироваться в гравитационно связанные ядра, которые являются предшественниками звезд. Непрерывное нарастание газа, геометрическое изгибание и магнитные поля могут контролировать детальный характер фрагментации волокон. В сверхкритических филаментах наблюдения выявили квазипериодические цепочки плотных ядер с расстоянием, сравнимым с внутренней шириной филамента, и включили в себя две протозвезды с истечениями газа. [4]

Протозвезда продолжает расти за счет аккреции газа и пыли из молекулярного облака, становясь звездой перед главной последовательностью, когда достигает своей конечной массы. Дальнейшее развитие определяется его массой. Обычно массу сравнивают с массой Солнца : 1,0  M ☉ (2,0 × 10 30  кг) означает 1 солнечную массу.

Протозвезды покрыты 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]

Коричневые карлики и субзвездные объекты [ править ]

Основная статья: Коричневый карлик

Протозвезды с массой менее примерно 0,08  M ☉ (1,6 × 10 29  кг) никогда не достигают температуры, достаточно высокой для начала ядерного синтеза водорода. Они известны как коричневые карлики . Международный астрономический союз определяет коричневые карлики как звезды массивной достаточно , чтобы предохранитель дейтерия в какой - то момент своей жизни (13 масс Юпитера ( М J ), 2,5 × 10 28  кг, или 0,0125  М ☉ ). Объекты меньших , чем 13  M J классифицируются как суб-коричневые карлики(но если они вращаются вокруг другого звездного объекта, они классифицируются как планеты). [7] Оба типа, сжигающие и не сжигающие дейтерий, тускло светятся и медленно исчезают, постепенно остывая в течение сотен миллионов лет.

Объекты звездной массы [ править ]

Для более массивной протозвезды температура ядра в конечном итоге достигнет 10 миллионов кельвинов , инициируя протон-протонную цепную реакцию и позволяя водороду сливаться сначала с дейтерием, а затем с гелием . У звезд размером чуть более 1  M ☉ (2,0 × 10 30  кг) реакция слияния углерода, азота и кислорода ( цикл CNO ) вносит значительный вклад в генерацию энергии. Начало ядерного синтеза относительно быстро приводит к гидростатическому равновесию.в 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 на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рассела , причем спектральный класс главной последовательности зависит от массы звезды. Небольшие, относительно холодные, маломассивные красные карлики медленно соединяют водород и будут оставаться на главной последовательности в течение сотен миллиардов лет или дольше, тогда как массивные горячие звезды O-типа покинут главную последовательность всего через несколько миллионов лет. Желтый карлик среднего размера , как и Солнце, будет оставаться на главной последовательности примерно 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце находится в середине своей жизни на главной последовательности.

Зрелые звезды [ править ]

Внутреннее строение звезд главной последовательности , зоны конвекции со стрелками циклов и радиационные зоны с красными вспышками. Слева красный карлик малой массы , в центре желтый карлик среднего размера и справа массивная бело-голубая звезда главной последовательности.

В конце концов ядро ​​звезды исчерпывает запас водорода, и звезда начинает развиваться по главной последовательности . Без внешнего радиационного давления, создаваемого синтезом водорода для противодействия силе тяжести, ядро сжимается до тех пор, пока либо давление вырождения электронов не станет достаточным для противодействия гравитации, либо ядро ​​не станет достаточно горячим (около 100 МК) для начала синтеза гелия . Что из этого произойдет первым, зависит от массы звезды.

Звезды малой массы [ править ]

То, что происходит после того, как звезда с малой массой перестает вырабатывать энергию путем синтеза, напрямую не наблюдалось; Вселенной составляет около 13,8 миллиарда лет, что меньше времени (на несколько порядков, в некоторых случаях) , чем это требуется для слияния , чтобы прекратить в таких звездах.

Последние астрофизические модели предполагают, что красные карлики размером 0,1  M ☉ могут оставаться на главной последовательности в течение примерно шести-двенадцати триллионов лет, постепенно увеличивая как температуру, так и светимость , и потребуется еще несколько сотен миллиардов лет, чтобы коллапсировать, медленно, в белый карлик . [9] [10] Такие звезды не станут красными гигантами, поскольку вся звезда является зоной конвекции, и в ней не разовьется ядро ​​вырожденного гелия с оболочкой, сжигающей водород. Вместо этого синтез водорода будет продолжаться, пока почти вся звезда не станет гелием.

Чуть более массивные звезды расширяются в красных гигантов , но их гелиевые ядра недостаточно массивны, чтобы достичь температур, необходимых для синтеза гелия, поэтому они никогда не достигают вершины ветви красных гигантов. Когда горение водородной оболочки заканчивается, эти звезды удаляются прямо от ветви красных гигантов, как звезда постасимптотической ветви гигантов (AGB), но с меньшей светимостью, чтобы стать белым карликом. [2] Звезда с начальной массой около 0,6  M ☉ сможет достигать температуры, достаточно высокой для плавления гелия, и эти звезды «среднего размера» переходят на следующие стадии эволюции за пределы ветви красных гигантов. [11]

Звезды среднего размера [ править ]

Эволюционный трек солнечной массы, солнечной металличности, звезды от главной последовательности до пост-AGB

Звезды примерно 0,6-10  М ☉ стали красными гигантами , которые являются большим не- главной последовательности звездой звездной классификации K или M. Красных гигантов лежат вдоль правого края диаграммы Герцшпрунга-Рассел из - за их красный цвет и большую светимость. Примеры включают Альдебаран в созвездии Тельца и Арктур в созвездии Ботеса .

Звезды среднего размера являются красными гигантами на двух разных фазах эволюции после главной последовательности: звезды ветви красных гигантов с инертными ядрами, состоящими из гелиевых и водородных оболочек, и звезды асимптотической ветви гигантов с инертными ядрами. из оболочек, сжигающих углерод и гелий, внутри оболочек, сжигающих водород. [12] Между этими двумя фазами звезды проводят период на горизонтальной ветви с ядром, плавящимся с гелием. Многие из этих соединяющихся с гелием звезд сгруппируются к холодному концу горизонтальной ветви как гиганты K-типа и называются красными сгустками гигантов.

Субгигантская фаза [ править ]

Основная статья: Субгигант

Когда звезда истощает водород в своем ядре, она покидает главную последовательность и начинает плавить 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 охлаждается со светимостью, аналогичной или немного меньшей по сравнению с состоянием главной последовательности. В конце концов, либо ядро ​​становится вырожденным, у звезд с массой Солнца, либо внешние слои достаточно охлаждаются, чтобы стать непрозрачными, у более массивных звезд. Любое из этих изменений приводит к увеличению температуры водородной оболочки и увеличению светимости звезды, после чего звезда расширяется на ветвь красных гигантов. [13]

Фаза красных гигантов [ править ]

Основная статья: Ветка красного гиганта

Расширяющиеся внешние слои звезды являются конвективными , при этом материал перемешивается турбулентностью от областей, близких к слиянию, до поверхности звезды. Для всех звезд, кроме самых низкомассовых, сплавленный материал до этого момента оставался глубоко внутри звезды, поэтому конвекционная оболочка впервые делает видимыми на поверхности звезды продукты синтеза. На этой стадии эволюции результаты неуловимы, с самыми большими эффектами - изменения изотопов водорода и гелия, которые нельзя наблюдать. Эффекты цикла CNO проявляются на поверхности во время первого выемки грунта , при более низком уровне 12 C / 13.Соотношение C и измененное соотношение углерода и азота. Их можно обнаружить с помощью спектроскопии, и они были измерены для многих эволюционировавших звезд.

Гелиевое ядро ​​продолжает расти на ветви красного гиганта. Он больше не находится в тепловом равновесии, вырожденном или выше предела Шенберга-Чандрасекара , поэтому его температура увеличивается, что приводит к увеличению скорости плавления в водородной оболочке. Яркость звезды увеличивается по направлению к вершине ветви красных гигантов . Все звезды ветви красных гигантов с вырожденным гелиевым ядром достигают вершины с очень похожими массами ядра и очень похожей светимостью, хотя более массивные красные гиганты становятся достаточно горячими, чтобы зажечь синтез гелия до этого момента.

Горизонтальная ветвь [ править ]

Основные статьи: горизонтальная ветвь и красный комок

В гелиевых ядрах звезд с массой от 0,6 до 2,0 солнечных масс, которые в значительной степени поддерживаются давлением вырождения электронов , синтез гелия воспламеняется в течение нескольких дней в гелиевой вспышке . В невырожденных ядрах более массивных звезд зажигание термоядерного синтеза гелия происходит относительно медленно, без вспышки. [14] Ядерная энергия, выделяемая во время гелиевой вспышки, очень велика, примерно в 10 8 раз больше светимости Солнца в течение нескольких дней [13] и в 10 11 раз больше светимости Солнца (примерно яркость Млечного Way Galaxy ) на несколько секунд. [15]Однако энергия расходуется на тепловое расширение изначально вырожденного ядра, и поэтому ее нельзя увидеть снаружи звезды. [13] [15] [16] Из-за расширения ядра синтез водорода в вышележащих слоях замедляется, и общее производство энергии уменьшается. Звезда сжимается, хотя и не до конца главной последовательности, и мигрирует в горизонтальную ветвь на диаграмме Герцшпрунга – Рассела, постепенно сужаясь по радиусу и увеличивая температуру ее поверхности.

Основные гелиевые вспышки звезд эволюционируют к красному концу горизонтальной ветви, но не мигрируют к более высоким температурам, прежде чем они приобретут вырожденное углеродно-кислородное ядро ​​и начнут гореть гелиевая оболочка. Эти звезды часто наблюдаются как красные скопления звезд на диаграмме цвет-величина скопления, более горячие и менее яркие, чем красные гиганты. Звезды большей массы с более крупными гелиевыми ядрами движутся по горизонтальной ветви к более высоким температурам, некоторые из них становятся нестабильными, пульсирующими звездами в желтой полосе нестабильности ( переменные RR Lyrae), в то время как некоторые становятся еще горячее и могут образовывать синий хвост или синий крючок к горизонтальной ветви. Морфология горизонтальной ветви зависит от таких параметров, как металличность, возраст и содержание гелия, но точные детали все еще моделируются. [17]

Фаза асимптотической гигантской ветви [ править ]

Основная статья: Асимптотическая гигантская ветвь

После того, как звезда поглотила гелий в ядре, слияние водорода и гелия продолжается в оболочках вокруг горячего ядра из углерода и кислорода . Звезда следует асимптотической ветви гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, параллельной первоначальной эволюции красного гиганта, но с еще более быстрым генерированием энергии (которое длится более короткое время). [18] Хотя гелий сжигается в оболочке, большая часть энергии вырабатывается водородом, горящим в оболочке, находящейся 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 они происходят ближе к концу фазы асимптотической гигантской ветви, иногда даже в фазе постасимптотической гигантской ветви. В зависимости от массы и состава может быть от нескольких до сотен тепловых импульсов.

Существует фаза подъема ветви асимптотических гигантов, когда образуется глубокая конвективная зона, которая может выносить углерод из ядра на поверхность. Это известно как второе углубление, и в некоторых звездах может быть даже третье углубление. Таким образом образуется углеродная звезда - очень холодные и сильно покрасневшие звезды с сильными углеродными линиями в своих спектрах. Процесс, известный как горение на дне, может преобразовывать углерод в кислород и азот до того, как он может быть доставлен на поверхность, и взаимодействие между этими процессами определяет наблюдаемые светимости и спектры углеродных звезд в определенных скоплениях. [19]

Другой хорошо известный класс звезд с асимптотической ветвью гигантов - это переменные Мира , которые пульсируют с четко определенными периодами от десятков до сотен дней и большими амплитудами, доходящими примерно до 10 звездных величин (визуально общая светимость изменяется на гораздо меньшую величину. ). В более массивных звездах звезды становятся более яркими, а период пульсации длиннее, что приводит к усиленной потере массы, и звезды становятся сильно затемненными на видимых длинах волн. Эти звезды можно наблюдать как звезды OH / IR , пульсирующие в инфракрасном диапазоне и проявляющие мазерную активность OH . Эти звезды явно богаты кислородом, в отличие от углеродных звезд, но оба должны быть получены путем драгирования.

Post-AGB [ править ]

Основная статья: Post-AGB
В Туманность Кошачий глаз , планетарная туманность образуется смерти звезды с примерно такой же массы , как Солнце

Эти звезды среднего радиуса действия в конечном итоге достигают вершины ветви асимптотических гигантов, и у них заканчивается топливо для сгорания оболочки. Они недостаточно массивны, чтобы начать полномасштабный синтез углерода, поэтому они снова сжимаются, проходя период постасимптотического суперветра с ветвями гигантов, чтобы образовалась планетарная туманность с чрезвычайно горячей центральной звездой. Затем центральная звезда остывает до белого карлика. Выброшенный газ относительно богат тяжелыми элементами, созданными 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 пылии молекулы для образования. Благодаря высокой энергии инфракрасного излучения от центральной звезды в этих околозвездных оболочках создаются идеальные условия для мазерного возбуждения.

Возможно возникновение тепловых импульсов после начала эволюции постасимптотической ветви гигантов, в результате чего возникнет множество необычных и плохо изученных звезд, известных как возрожденные звезды асимптотической ветви гигантов. [20] Это может привести к появлению звезд с экстремальной горизонтальной ветвью ( субкарликовые B-звезды ), постасимптотических звезд с дефицитом водорода, центральных звезд переменных планетарных туманностей и переменных R Coronae Borealis .

Массивные звезды [ править ]

Основная статья: Сверхгигант
Реконструированный образ Антареса , красного сверхгиганта.

В массивных звездах ядро ​​уже достаточно велико в начале горящей водородной оболочки, чтобы гелий воспламенился до того, как давление вырождения электронов сможет стать преобладающим. Таким образом, когда эти звезды расширяются и остывают, они не становятся ярче столь же резко, как звезды с меньшей массой; однако они были более яркими на главной последовательности и эволюционировали в очень ярких сверхгигантов. Их ядра становятся достаточно массивными, поэтому они не могут поддерживать себя за счет вырождения электронов и в конечном итоге коллапсируют с образованием нейтронной звезды или черной дыры .

Сверхгигантская эволюция [ править ]

Чрезвычайно массивные звезды (более чем примерно 40  М ☉ ), которые очень светлые и , таким образом , имеют очень быстрые звездные ветры, теряют массу так быстро из - за давления излучения , что они , как правило сдирать свои собственные конверты , прежде чем они могут расширяться , чтобы стать красные сверхгиганты , и таким образом сохраняют чрезвычайно высокие температуры поверхности (и бело-голубой цвет) начиная с момента их основной последовательности и далее. Крупнейшие звезды нынешнего поколения около 100-150  М ☉потому что внешние слои будут вытеснены экстремальным излучением. Хотя звезды с меньшей массой обычно не выгорают свои внешние слои так быстро, они также могут избежать превращения в красных гигантов или красных сверхгигантов, если они находятся в двойных системах достаточно близко, так что звезда-компаньон срывается с оболочки при ее расширении, или если они вращаются достаточно быстро, чтобы конвекция распространялась от ядра к поверхности, что приводит к отсутствию отдельной сердцевины и оболочки из-за тщательного перемешивания. [21]

Луковичные слои массивной эволюционировавшей звезды непосредственно перед коллапсом ядра (не в масштабе)

Ядро массивной звезды, определяемое как область, обедненная водородом, становится все горячее и плотнее по мере того, как в него накапливается материал, образовавшийся в результате синтеза водорода за пределами ядра. В достаточно массивных звездах ядро ​​достигает температуры и плотности, достаточно высоких, чтобы сплавить углерод и более тяжелые элементы посредством альфа-процесса . В конце синтеза гелия ядро ​​звезды состоит в основном из углерода и кислорода. В звездах тяжелее , чем около 8  M ☉ , углеродные воспламеняется и предохранители в виде неона, натрия и магния. Менее массивные звезды могут частично воспламенить углерод, но не могут полностью сплавить углерод до того , как начнется электронное вырождение , и эти звезды в конечном итоге покинут кислородно-неоново-магниевый белый карлик.. [22] [23]

Точный предел массы для полного сжигания углерода зависит от нескольких факторов , таких как металличность и детальной масса теряется на асимптотической ветви гигантов , но приблизительно 8-9  М ☉ . [22] После полного сгорания углерода ядро ​​этих звезд достигает примерно 2,5  M ☉ и становится достаточно горячим для слияния более тяжелых элементов. Прежде чем кислород начинает плавиться , неон начинает захватывать электроны, что вызывает горение неона . Для диапазона звезд приблизительно 8-12  M ☉ , этот процесс является неустойчивым и создает беглое слияние приводит в сверхновом захвате электрона . [24][23]

В более массивных звездах синтез неона происходит без неконтролируемого дефлаграции. За этим, в свою очередь, следует полное сгорание кислорода и сгорание кремния , в результате чего образуется ядро, состоящее в основном из элементов с железными пиками . Ядро окружают оболочки из более легких элементов, которые все еще подвергаются плавлению. Шкала времени для полного слияния углеродного ядра с железным ядром настолько коротка, всего несколько сотен лет, что внешние слои звезды не могут реагировать, и внешний вид звезды в основном не меняется. Железное ядро ​​растет, пока не достигнет эффективной массы Чандрасекара , превышающей формальную массу Чандрасекара.из-за различных поправок на релятивистские эффекты, энтропию, заряд и окружающую оболочку. Эффективная Чандрасекхар масса для железного сердечника изменяется приблизительно от 1,34  М ☉ в наименее массивных красных сверхгигантов до более чем 1,8  M ☉ в более массивных звезд. Как только эта масса достигается, электроны начинают захватываться ядрами железных пиков, и ядро ​​становится неспособным поддерживать себя. Ядро коллапсирует, и звезда разрушается либо в результате сверхновой , либо в результате прямого коллапса в черную дыру . [23]

Сверхновая [ править ]

Основная статья: Сверхновая
Крабовидная туманность , Разрушенные остатки звезды , которая взорвалась как сверхновая , видимой в 1054 году

Когда ядро ​​массивной звезды коллапсирует, оно образует нейтронную звезду или, в случае ядер, превышающих предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова , черную дыру . С помощью процесса , который не полностью, некоторые из гравитационной потенциальной энергии выпущенной этого основного коллапса преобразуются в типе Ib, Ic, типа или типа II сверхновый . Известно, что коллапс ядра вызывает массивную волну нейтрино , как это наблюдалось со сверхновой SN 1987A . Чрезвычайно энергичные нейтрино фрагментируют некоторые ядра; часть их энергии расходуется на высвобождение нуклонов , в том числе нейтронов, и часть их энергии преобразуется в тепловую и кинетическую энергию , таким образом увеличивая ударную волну, начатую отскоком части падающего материала от схлопывания ядра. Захват электронов в очень плотных частях падающего вещества может производить дополнительные нейтроны. Поскольку часть отскакивающего вещества бомбардируется нейтронами, некоторые из его ядер захватывают их, создавая спектр материала тяжелее железа, включая радиоактивные элементы вплоть до урана (и, вероятно, за его пределами) . [25] Хотя невзорвавшиеся красные гиганты могут производить значительные количества элементов тяжелее железа, используя нейтроны, высвобожденные в побочных реакциях более ранних ядерных реакций , количество элементов тяжелее железаЖелезо (и, в частности, некоторых изотопов элементов, которые имеют несколько стабильных или долгоживущих изотопов), образующееся в таких реакциях, сильно отличается от железа , производимого в сверхновой. Ни одна из этих величин не соответствует тому, что обнаружено в Солнечной системе , поэтому для объяснения наблюдаемого количества тяжелых элементов и их изотопов требуются как сверхновые, так и выброс элементов из красных гигантов .

Энергия, передаваемая от коллапса ядра к отскакивающему материалу, не только генерирует тяжелые элементы, но и обеспечивает их ускорение, значительно превышающее космическую скорость , что приводит к возникновению сверхновой 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 учесть передачу энергии, достаточной для наблюдаемого выброса материала. [26] Однако осцилляции нейтрино могут играть важную роль в проблеме передачи энергии, поскольку они влияют не только на энергию, доступную в конкретном аромате нейтрино, но также через другие общерелятивистские эффекты на нейтрино. [27] [28]

Некоторые данные, полученные в результате анализа массы и орбитальных параметров двойных нейтронных звезд (для чего требуются две такие сверхновые), намекают на то, что коллапс кислородно-неоново-магниевого ядра может привести к появлению сверхновой, которая заметно отличается (не по размеру) от сверхновой. сверхновая, образованная коллапсом железного ядра. [29]

Самые массивные звезды, которые существуют сегодня, могут быть полностью разрушены сверхновой, энергия которой значительно превышает ее гравитационную энергию связи . Это редкое событие, вызванное парной нестабильностью , не оставляет после себя остатков черной дыры. [30] В прошлой истории Вселенной некоторые звезды были даже больше, чем самая большая из существующих сегодня, и они сразу же коллапсировали в черную дыру в конце своей жизни из-за фотораспада .

Звездная эволюция маломассивных (левый цикл) и большой массы (правый цикл) звезд, примеры выделены курсивом

Звездные остатки [ править ]

После того, как звезда сожгла запас топлива, ее остатки могут принимать одну из трех форм, в зависимости от массы во время ее жизни.

Белые и черные карлики [ править ]

Основные статьи: Белый карлик и Черный карлик

Для звезды 1  M ☉ , полученный белый карлик приблизительно 0,6  М ☉ , прессуют в объеме примерно Земли. Белые карлики стабильны, потому что притяжение вовнутрь уравновешивается давлением вырождения электронов звезды, что является следствием принципа исключения Паули . Давление вырождения электронов обеспечивает довольно мягкий предел против дальнейшего сжатия; следовательно, для данного химического состава белые карлики большей массы имеют меньший объем. Не имея топлива для сжигания, звезда излучает оставшееся тепло в космос в течение миллиардов лет.

Белый карлик очень горячий, когда он впервые формируется, более 100 000 К на поверхности и даже горячее внутри. Он настолько горячий, что большая часть его энергии теряется в виде нейтрино в течение первых 10 миллионов лет своего существования, но потеряет большую часть своей энергии через миллиард лет. [31]

Химический состав белого карлика зависит от его массы. Звезда с массой в несколько солнечных масс воспламенит углеродный синтез 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 Предел Чандрасекара (см. Ниже) и при условии, что возгорание углерода не будет настолько сильным, чтобы взорвать звезду в виде сверхновой. [32]Звезда с массой порядка Солнца не сможет зажечь синтез углерода и создаст белый карлик, состоящий в основном из углерода и кислорода, и с массой слишком малой, чтобы коллапсировать, если к нему не будет добавлено вещество позже (см. Ниже ). Звезда, масса которой меньше половины массы Солнца, не сможет зажечь термоядерный синтез с гелием (как отмечалось ранее) и создаст белый карлик, состоящий 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 увеличивается выше предела Чандрасекара , который составляет 1,4  M ☉ для белого карлика, состоящего в основном из углерода, кислорода, неона и / или магния, то давление вырождения электронов не срабатывает 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 продолжающемуся коллапсу ядра, потому что для их воспламенения требуется более высокая температура, поскольку захват электронов на эти элементы и продукты их синтеза легче; более высокие температуры ядра способствуют неуправляемой ядерной реакции, которая останавливает коллапс ядра и приводит кСверхновая типа Ia . [33] Эти сверхновые могут быть во много раз ярче, чем сверхновые типа II, знаменующие смерть массивной звезды, даже несмотря на то, что последняя имеет большее общее выделение энергии. Эта нестабильность к коллапсу означает, что не может существовать ни один белый карлик, массивнее которого примерно 1,4  M ☉ (с возможным незначительным исключением для очень быстро вращающихся белых карликов, центробежная сила которых из-за вращения частично противодействует весу их материи). Массоперенос в двойной системе может привести к тому, что изначально стабильный белый карлик превзойдет предел Чандрасекара.

Если белый карлик образует тесную двойную систему с другой звездой, водород от более крупного компаньона может срастаться вокруг белого карлика и на него, 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 ]

Основная статья: Нейтронная звезда
Ударная волна, похожая на пузырьки, все еще расширяется после взрыва сверхновой 15 000 лет назад.

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 за счет захвата электронов . Без электронов, которые разделяют ядра, нейтроны коллапсируют в плотный шар (в некотором роде, как 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 исключения Паули , аналогично давлению вырождения электронов, но сильнее.

Эти звезды, известные как нейтронные звезды, чрезвычайно малы - порядка 10 км, 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 1,5 миллисекунд (более 600 оборотов в секунду) до нескольких секунд. [34] Когда магнитные полюса этих быстро вращающихся звезд выровнены с Землей, мы обнаруживаем импульс излучения на каждом обороте. Такие нейтронные звезды называют пульсарами., и были первыми открытыми нейтронными звездами. Хотя электромагнитное излучение, регистрируемое пульсарами, чаще всего бывает в форме радиоволн, пульсары также обнаруживаются в видимом, рентгеновском и гамма-диапазонах длин волн. [35]

Черные дыры [ править ]

Основная статья: Черная дыра

Если масса звездного остатка достаточно высока, давление нейтронного вырождения будет недостаточным для предотвращения коллапса ниже радиуса Шварцшильда . Таким образом, звездный остаток становится черной дырой. Масса , при которой это происходит, не известно, но в настоящее время оценивается в пределах от 2 до 3  М ☉ .

Черные дыры предсказываются общей теорией относительности . Согласно классической общей теории относительности, любая материя или информация могут течь изнутри черной дыры к внешнему наблюдателю, хотя квантовые эффекты могут допускать отклонения от этого строгого правила. Существование черных дыр во Вселенной хорошо подтверждается как теоретическими, так и астрономическими наблюдениями.

Поскольку механизм коллапса ядра сверхновой в настоящее время изучен лишь частично, до сих пор неизвестно, может ли звезда коллапсировать непосредственно в черную дыру без образования видимой сверхновой, или некоторые сверхновые изначально образуют нестабильную форму. нейтронные звезды, которые затем коллапсируют в черные дыры; точное соотношение между начальной массой звезды и окончательным остатком также не до конца определено. Решение этих неопределенностей требует анализа большего количества сверхновых и остатков сверхновых.

Модели [ править ]

Звездная эволюционная модель - это математическая модель, которую можно использовать для вычисления эволюционных фаз звезды от момента ее образования до того, как она станет остатком. В качестве входных 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 выполняются обширные компьютерные вычисления для определения изменяющегося состояния звезды с течением времени, в результате чего получается таблица данных, которые можно использовать для определения эволюционного трека звезды на диаграмме Герцшпрунга – Рассела , а также других эволюционирующих свойств. [36]Точные модели могут быть использованы для оценки текущего возраста звезды путем сравнения ее физических свойств с характеристиками звезд на соответствующем эволюционном пути. [37]

См. Также [ править ]

  • Формирование и эволюция галактик  - процессы, которые сформировали неоднородную Вселенную с однородного начала, формирование первых галактик, способ изменения галактик с течением времени.
  • Хронология природы  - События во Вселенной после Большого взрыва 13,8 миллиарда лет назад
  • Нуклеосинтез  - процесс, который создает новые атомные ядра из уже существующих нуклонов, в первую очередь протонов и нейтронов.
  • Стандартная солнечная модель
  • Звездное население  - Группировка звезд по сходной металличности ( металличности ).
  • Вращение  звезды § После образования - Угловое движение звезды вокруг своей оси - Вращение замедляется по мере старения звезды
  • Хронология звездной астрономии

Ссылки [ править ]

  1. ^ Bertulani, Carlos A. (2013). Ядра в космосе . World Scientific. ISBN 978-981-4417-66-2.
  2. ^ a b Лафлин, Грегори; Боденхаймер, Питер; Адамс, Фред С. (1997). «Конец основного сюжета» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997ApJ ... 482..420L . DOI : 10.1086 / 304125 .
  3. ^ Prialnik (2000 , глава 10)
  4. ^ Чжан, Го-Инь; Андре, Ph .; Меньщиков, А .; Ван, Кэ (1 октября 2020 г.). «Фрагментация звездообразующих нитей в Х-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 . 
  5. ^ "Миссия исследователя широкоугольного инфракрасного обзора" . НАСА.
  6. ^ Majaess, D. (2013). Обнаружение протозвезд и их кластеров хостов через WISE , ApSS, 344, 1 ( каталог VizieR )
  7. ^ «Рабочая группа по внесолнечным планетам: определение« планеты » » . Заявление о позиции МАС . 2003-02-28. Архивировано из оригинала на 4 февраля 2012 года . Проверено 30 мая 2012 .
  8. ^ Прильник (2000 , рис. 8.19, стр. 174)
  9. ^ "Почему самые маленькие звезды остаются маленькими". Небо и телескоп (22). Ноябрь 1997 г.
  10. ^ Адамс, ФК; П. Боденхаймер; Г. Лафлин (2005). «М-карлики: формирование планет и долгосрочная эволюция». Astronomische Nachrichten . 326 (10): 913–919. Bibcode : 2005AN .... 326..913A . DOI : 10.1002 / asna.200510440 .
  11. ^ Lejeune, T; Шерер, Д. (2001). "База данных треков и изохрон женевской звездной эволюции для фотометрических систем HST-WFPC2, Женевы и Вашингтона". Астрономия и астрофизика . 366 (2): 538–546. arXiv : astro-ph / 0011497 . Бибкод : 2001A & A ... 366..538L . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20000214 .
  12. ↑ Hansen, Kawaler & Trimble (2004 , стр. 55–56)
  13. ^ a b c Райан и Нортон (2010 , с. 115)
  14. ↑ Райан и Нортон (2010 , с. 125)
  15. ^ а б Приальник (2000 , с. 151)
  16. ^ Deupree, RG (1996-11-01). "Пересмотр ядра гелиевой вспышки". Астрофизический журнал . 471 (1): 377–384. Полномочный код : 1996ApJ ... 471..377D . CiteSeerX 10.1.1.31.44 . DOI : 10.1086 / 177976 . 
  17. ^ Gratton, RG; Carretta, E .; Bragaglia, A .; Lucatello, S .; д'Орази, В. (2010). «Второй и третий параметры горизонтальной ветви шаровых скоплений». Астрономия и астрофизика . 517 : A81. arXiv : 1004,3862 . Бибкод : 2010A & A ... 517A..81G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912572 .
  18. ^ Sackmann, I. -J .; Бутройд, AI; Kraemer, KE (1993). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее». Астрофизический журнал . 418 : 457. Bibcode : 1993ApJ ... 418..457S . DOI : 10.1086 / 173407 .
  19. ^ ван Лун; Zijlstra; Уайтлок; Питер те Линтель Хеккерт; Чепмен; Сесиль Лу; Groenewegen; Воды; Трамваи (1998). "Затененные звезды асимптотической ветви гигантов в Магеллановых облаках IV. Углеродные звезды и звезды OH / IR" (PDF) . Астрономия и астрофизика . 329 (1): 169–85. arXiv : astro-ph / 9709119v1 . Bibcode : 1996MNRAS.279 ... 32Z . CiteSeerX 10.1.1.389.3269 . DOI : 10.1093 / MNRAS / 279.1.32 .  
  20. Перейти ↑ Heber, U. (1991). "Атмосферы и изобилие голубых горизонтальных ветвей звезд и связанных с ними объектов". Эволюция звезд: Связь изобилия фотосферы: Материалы 145-го симпозиума Международного астрономического союза . 145 : 363. Bibcode : 1991IAUS..145..363H .
  21. ^ Vanbeveren, D .; De Loore, 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 .
  22. ^ a b Jones, S .; Hirschi, R .; Nomoto, K .; Фишер, Т .; Timmes, FX; Herwig, F .; Paxton, B .; Toki, H .; Сузуки, Т .; Martínez-Pinedo, G .; Лам, YH; Бертолли, MG (2013). «Продвинутые стадии горения и судьба 8-10 миллионов звезд». Астрофизический журнал . 772 (2): 150. arXiv : 1306.2030 . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 772/2/150 .
  23. ^ a b c Woosley, SE; Heger, A .; 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 .
  24. ^ Ken'ichi Nomoto (1987). «Эволюция 8–10 звезд M ☉ в сторону сверхновых с захватом электронов. II - Коллапс ядра O + Ne + Mg». Астрофизический журнал . 322 : 206–214. Bibcode : 1987ApJ ... 322..206N . DOI : 10.1086 / 165716 .
  25. ^ Как взрываются массивные звезды? Архивировано 27 июня 2003 г. в Wayback Machine.
  26. ↑ Роберт Бурас; и другие. (Июнь 2003 г.). «Моделирование сверхновых по-прежнему не поддается взрыву» . Основные результаты исследований . Max-Planck-Institut für Astrophysik. Архивировано из оригинала на 2003-08-03.
  27. ^ Ахлувалия-Халилов, Д. В. (2004). "Приложение к: Генеральному отн. Грав. 28 (1996) 1161, эссе за первую премию за 1996 год: колебания нейтрино и сверхновые звезды". Общая теория относительности и гравитации . 36 (9): 2183–2187. arXiv : astro-ph / 0404055 . Bibcode : 2004GReGr..36.2183A . DOI : 10,1023 / Б: GERG.0000038633.96716.04 .
  28. ^ Ян, Юэ; Кнеллер, Джеймс П. (2017). "Эффекты ОТО в превращениях ароматов нейтрино сверхновых". Physical Review D . 96 (2): 023009. arXiv : 1705.09723 . Bibcode : 2017PhRvD..96b3009Y . DOI : 10.1103 / PhysRevD.96.023009 .
  29. ^ EPJ ван ден Хевел (2004). "Рентгеновские двойные системы и их потомки: двойные радиопульсары; свидетельства трех классов нейтронных звезд?". Материалы 5-го семинара INTEGRAL по вселенной INTEGRAL (ESA SP-552) . 552 : 185–194. arXiv : astro-ph / 0407451 . Bibcode : 2004ESASP.552..185V .
  30. ^ Парная нестабильность сверхновых и гиперновых. , Николай Дж. Хаммер, (2003), по состоянию на 7 мая 2007 г. Архивировано 8 июня 2012 г., на Wayback Machine.
  31. ^ Ископаемые звезды (1): Белые карлики
  32. ^ Ken'ichi Nomoto (1984). «Эволюция звезд размером 8–10 M toward в сторону сверхновых с захватом электронов. I - Формирование электронно-вырожденных остовов O + Ne + Mg». Астрофизический журнал . 277 : 791–805. Bibcode : 1984ApJ ... 277..791N . DOI : 10.1086 / 161749 .
  33. ^ Ken'ichi Nomoto & Ёдзи Kondo (1991). «Условия аккреционного коллапса белых карликов». Астрофизический журнал . 367 : L19 – L22. Bibcode : 1991ApJ ... 367L..19N . DOI : 10.1086 / 185922 .
  34. ^ D'Amico, N .; Степперы, BW; Bailes, M .; Мартин, CE; Белл, JF; Lyne, AG; Манчестер, Р. Н. (1998). "Обзор южных пульсаров Паркса - III. Время появления долгопериодических пульсаров" . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 297 (1): 28–40. Bibcode : 1998MNRAS.297 ... 28D . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1998.01397.x .
  35. ^ Кортленд, Рэйчел (17 октября 2008 г.). «Пульсар, обнаруживаемый только гамма-волнами» . Новый ученый . Архивировано из оригинального 2 -го апреля 2013 года .
  36. ^ Demarque, P .; Guenther, DB; Li, LH; Mazumdar, A .; Страка, CW (август 2008 г.). "YREC: Йельский код вращающейся звездной эволюции". Астрофизика и космическая наука . 316 (1–4): 31–41. arXiv : 0710.4003 . Bibcode : 2008Ap и SS.316 ... 31D . DOI : 10.1007 / s10509-007-9698-у . ISBN 9781402094408.
  37. ↑ Ryan & Norton (2010 , стр. 79, «Определение возраста по шкале времени сжигания водорода»)
  • Хансен, Карл Дж .; Кавалер, Стивен Д .; Тримбл, Вирджиния (2004). Звездные недра: физические принципы, структура и эволюция (2-е изд.). Springer-Verlag. ISBN 0-387-20089-4.
  • Прильник, Дина (2000). Введение в теорию строения и эволюции звезд . Издательство Кембриджского университета. ISBN 0-521-65065-8.
  • Райан, Шон Дж .; Нортон, Эндрю Дж. (2010). Звездная эволюция и нуклеосинтез . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-13320-3.

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Конспект лекций по астрономии 606 (Структура и эволюция звезд) , Коул Миллер, факультет астрономии, Мэрилендский университет
  • Конспект лекций по астрономии 162, блок 2 (Структура и эволюция звезд) , Ричард В. Погге, факультет астрономии, Университет штата Огайо

Внешние ссылки [ править ]

  • Симулятор звездной эволюции
  • Пиза Звездные Модели
  • Коды звездной эволюции MESA (модули для экспериментов в звездной астрофизике)
  • "Жизнь звезд" , обсуждение на BBC Radio 4 с Полом Мердином, Жанной Левин и Филом Чарльзом ( в наше время , 27 марта 2003 г.)