Эволюция звезд после главной последовательности



Дата17.06.2016
өлшемі68.51 Kb.
түріЛекция
    Бұл бет үшін навигация:
  • 0.08 M / M
Лекция 6

Эволюция звезд после главной последовательности

Ключевые слова: белые карлики, предел Чандрасекара, кратные звёзды, затменно-двойные, спектрально-двойные, X-ray binaries


Считается, что звезды рождаются в результате гравитационного сжатия газопылевого облака. Причем в момент рождения они на 70% состоят из водорода, на 30 % из гелия и незначительных примесей других элементов. Превращение легких элементов в более тяжелые (до группы железа) сопровождается выделением энергии. Самым высоким КПД в цепочке этих превращений обладает реакция синтеза гелия из протонов. Светимость звезд, в которых горит водород, из-за относительно низкой температуры синтеза меньше, чем на последующих стадиях эволюции. Поэтому процесс горения водорода является самым длительным и соответствует стадии жизни звезды на главной последовательности. Поскольку Tя~1010(M/M )-2.5 лет, то срок жизни более массивных звезд на главной последовательности короче менее массивных. Более того, судьба звезды оказывается в сильной зависимости от её массы. L7\M1.htm

  1. 0.08<M/M<2.5. После горения водорода звезда уходит с главной последовательности вправо в область красного гиганта. Снаружи гелиевого ядра горит водородный слоевой источник, оболочка постепенно рассеивается, и остатком эволюции является Не белый карлик с массой ~ 0.5 M

  2. 2.5<M/M <8. После горения водорода и после стадии красного гиганта (водородный слоевой источник) происходит превращение ядра Не в углерод и кислород. Образуется вырожденное СО-ядро с массой <1.2 M.. Оболочка сбрасывается с образованием планетарной туманности, светящейся за счет подсветки горячим ядром (~105 K), остывающим в холодный СО-белый карлик. Средняя масса таких белых карликов 0.6-0.7 M.

  3. 8<M/M <12. Цепочка термоядерных реакций доходит до смеси кислорода, неона и магния и останавливается из-за вырождения O-Ne-Mg ядра. Результат эволюции после сброса оболочки – O-Ne-Mg белый карлик с массой вблизи Чандрасекаровского предела.

  4. 12<M/M <40. Термоядерная эволюция в ядре происходит при невырожденных условиях вплоть до образования элементов железного пика (Fe, Co, Ni). Ядро с массой 1.5-2 M коллапсирует с образованием нейтронной звезды. Процесс сопровождается вспышкой сверхновой типа II (если сохранилась протяженная водородная оболочка) или Ib/с (коллапс ядра звезды Вольфа-Райе). Сбрасываемая оболочка взаимодействует с межзвехдной средой и наблюдается в течение ~20000 лет как остаток вспышки сверхновой.

  5. 12<M/M <40. Возможно, звезды с такими массами коллапсируют с образованеим черной дыры с массой около M.

Белые карлики. История белых карликов начиналась с двух звёзд. В 1910 г. Рассел при личной встрече с Пикерингом поинтересовался спектральным классом одной из ближайших звезд малой светимости 40 Эридана В. Считалось, что такие звёзды должны принадлежать к классу G. В распоряжении Пикеринга были каталоги HD и сотрудники, умеющие этими каталогами пользоваться. Через час миссис Флеминг сообщила, что указанная звезда принадлежит к классу А, т. е. имеет очень высокую температуру поверхности. Учитывая, что звезда имеет малую светимость (M v=11,2m), она должна иметь малые размеры и, следовательно, большую плотность вещества. В 1914 г. Адамс, обнаружил, что спутник Сириуса (Сириус В) принадлежит к спектральному классу А (M v=11,4m), а его плотность должна в несколько тысяч раз превосходить плотность Солнца. Астрономам такие оценки показались невероятными. Лишь к 1924 г., благодаря исследованиям Эддингтона эти оценки уже выглядели правдоподобными. Маленькие белые звёзды с большой плотностью стали называться белыми карликами. В 1926 г. была предложена статистика Ферми-Дирака, а уже в 1928 г. Фаулер применил эту статистику для интерпретации белых карликов. Более строгие расчёты моделей белых карликов были сделаны в 1930 г. Чандрасекаром. Он же доказал существования верхнего предела массы белого карлика.

Предел Чандрасекара

Принцип неопределенности xpxħ

Энергия Ферми: xRN-1/3. (R- радиус звезды, Nчисло фермионов) отсюда, наименьший импульс, который может иметь частица,pFN1/3/R. При большой плотности импульс становится релятивистским pF>mc. В этих условиях энергия приходящаяся на одну частицу (массой mb)будет пропорциональна

E~ pFc-GNmb2/R~ ħc N1/3/R- GNmb2/R, где второй член представляет потенциальную энергию в гравитационном поле.

Если при малых R и некотором N функция E(R)<0, то она будет монотонно стремиться к 0, оставаясь отрицательной при R. Подобная звезда будет неустойчивой: Излучая энергию, она будет стремительно уменьшать свои размеры.

С другой стороны при малых R и некотором N, меньшем, чем в предыдущем случае, функция E(R)>0. С увеличением R кинетическая энергия будет убывать быстрее чем 1/R, поскольку частицы становятся менее релятивисткими. Соответственно будет существовать такое R, при котором энергия будет принимать отрицательное минимальное значение. Система – устойчива.

Граница между устойчивой и неустойчивой системой определяется условием



Nmax~(ħc/Gm2b)3/2~2∙1057. Или Mmax~Nmaxmb~1.5M. Эта величина и определяет предел Чандрасекара. (С.Шапиро, С. Тьюколски. Чёрные дыры, белые карлики и нейтронные звёзды. М.: Мир. 1985)

Кратные звёзды. Звёзды различаются не только спектральными классами и классами светимости, но также характером: спокойные и переменные. Кроме того, одни предпочитают жить без соседей (одиночные), другие парами или большими семьями.

Двойные звёзды можно разделить на три группы: визуально двойные, затменные и спектрально-двойные звёзды. Звёзды Мицар и Алькор в созвездии Большой медведицы известны как двойные с давних пор. Но оказалось, что и Мицар является двойной звездой. Впервые это обнаружил с помощью телескопа более 300 лет Риччоли Джованни Батиста (1598-1671). Таким образом, система Мицар-Алькор включает в себя не менее трёх звезд. Систематическую охоту за двойными звёздами в конце XVIII начал Вильям Гнршель. Он показал, что большинство двойных звёзд являются связанными системами, а не просто звездами, волею случая расположенными на одном луче зрения. В начале XIX века его работа была продолжена В.Я. Струве.



Орбита двойной в созвездии змееносца L7\DoubleStr\binary stars).htm

Первый каталог двойных звёзд был опубликован Бёрнхэмом в 1906 г. (Бёрнхэм Шёрнберн Уэсли, 1838-1921). Поиск двойных Бернхэм начал, будучи секретарём суда в Чикаго. Первые двойные он обнаружил 6-и дюймовым рефрактором, установленным во дворе его дома. Затем получил доступ к некоторым лучшим телескопам США. Его каталог содержал 13 665 пар звёзд. Современный каталог визуально двойных «The Washington Visual Double Star Catalog» (WDS), основанный на 585261 наблюдениях, содержит 98084 звёздных систем DoubleStr\Double Star.htm, DoubleStr\Washington Double Star Catalog.htm Этот каталог постоянно пополняется. Динамика пополнения отражена на рисунке DoubleStr\wdsgrowthstats.png

Затменно-двойные звезды обнаруживаются по периодически изменяющемуся блеску звезды. Гудрайк Джон (1764-1786) первым предположил, что изменение блеска звезды Алголь определяется затенением основной звезды звездой спутником. Он всего лишь на 4 минуты ошибся в определении периода изменения блеска Алголя (2 дня 20 ч. 45 мин;. 2 дня 20 ч. 49 мин, 9 с – современные данные). Теория изменения блеска затменно-двойных была предложена в 1911 г. С.Н. Блажко и независимо разработана Расселом и Шепли в 1912 г. В кривых блеска затменно-двойных наблюдается два минимума. Самый глубокий минимум наблюдается когда более холодная звезда закрывает более горячую, а второй минимум приходится на момент затмения холодного компонента горячим.

Спектрально-двойные Звезда Мицар оказалась не толко визуально двойной, но и спектрально-двойной. Возможность обнаружения двойных систем по их спектру впервые продемонстрировал Пикеринг. В 1889 г. просматривая спектры более яркой компоненты Мицара, он обнаружил периодическое изменение линейчатого спектра: то линии двойные, а то одиночные. Подобное поведение спектра он объяснил наличием эффекта Доплера. Когда обе компоненты движутся перпендикулярно лучу зрения, доплеровское смещение отсутствует, и в спектрах наблюдаются одиночные линии. Тогда же, когда одна из компонент удаляется от наблюдателя, а другая приближается, происходит расщепление линий в спектре общего излучения звёзд.

Справедливости ради, следует сказать, что первым в 1888 г. начал исследование лучевых скоростей звёзд немецкий астроном Фогель Герман Карл (1841-1907). Он обнаружил периодическое изменение лучевой скорости Алголя. Однако из-за слабой светимости второго компонента его излучение не было видно на фоне более яркой звезды, поэтому расщепление линий не наблюдалось. Линии оставались одиночными, но претерпевали смещение за счет периодического изменения лучевой скорости яркой компоненты Алголя.

В 1922 г. Пласкетт Дж. С. (1865-1941) обнаружил чрезвычайно массивную двойную систему, которая впоследствии была названа звездой Пласкетта. Масса каждой из компонент близка к 70 M.. Спектр этой звезды не поддаётся простой интерпретации. Так лучевая скорость движения центра масс, оцененная отдельно по спектру каждой из компонент двойной системы, оказалась существенно различной: +25 км/с и -75 км/с. По всей видимости, в этой системе существует интенсивный звёздный ветер, искажающий спектр излучения.

X-ray binaries Когда одним из партнёров двойной системы является компактный объект (белый карлик, нейтронная звезда), то система становится рентгеновской двойной. При падении вещества нормальной звезды на аккреционный диск компактного объекта происходит нагрев вещества до столь высоких температур, что оно начинает испускать Х-лучи.

Работа ..\Library\Mixture\Binar\0301118.pdf посвящена теории тесных двойных.



Литература:

  1. В. М. Липунов. Астрофизика нейтронных звезд. М.: Наука. 1987.

  2. С. Шапиро, С. Тьюколски. Черные дыры, белые карлики и нейтронные звёзды. М.: Мир. 1985.

  3. http://elementy.ru/physics









Достарыңызбен бөлісу:




©dereksiz.org 2020
әкімшілігінің қараңыз

    Басты бет