Литература: Горбачёв, с. 169 181 Дубнищева, с. 463 484 Гриб, с. 197 215

• 
  Вопросы:
  
• 
  1. Диаграмма Герцшпрунга – Рессела
  
• 
  2. Звёздные треки
  

Полная энергия, выделяющаяся при такой реакции составляет 26,76 МэВ (1 эВ = 1,6·10^-19 Дж)

Позитроны (е⁺) и фотоны поглощаются в центре звезды; электронные нейтрино n_е- покидают звезду, унося 0,46 МэВ (6,5 МэВ на нуклон)

Солнце, где ежесекундно в реакцию вступает ≈ 6∙10¹⁴ г Н₂ выделяет мощность ≈ 4∙10²⁶ Вт (≈ 4∙10³³ эрг/с ).

Как только термоядерная реакция обеспечивает радиационное давление, уравновешивающее направленную внутрь гравитационную силу (импульс излучения р = mс = Е/с), сжатие звезды прекращается.

Прежде чем приступать к рассмотрению эволюции звезд, мы должны ознакомиться с одним из самых важных графиков, существующих в астрономии.

В начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Ресселл эмпирически установили (независимо друг от друга), что существует зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом.

Если нанести положения большого количества звезд на диаграмму, у которой по оси абсцисс отложены спектральные классы звезд, а по оси ординат - светимости, оказывается, что звезды располагаются отнюдь не беспорядочно, а образуют определенные группы.

Со временем выявился глубокий физический смысл расположения звезд на диаграмме, и стали понятными передвижения звезд по диаграмме в зависимости от возраста (эволюционные треки). Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла для звезд является важным инструментом сравнения теоретических моделей звезд с наблюдениями.

Диаграмма ГР обычно приводится в следующих координатах:

1. Светимость - эффективная температура

2. Абсолютная звездная величина - показатель цвета

3. 
   Абсолютная звездная величина - спектральный класс
   

Нижний правый угол занят холодными звездами с малой светимостью и малой массой, начиная со звезд порядка 0.08 солнечной массы, а верхний левый угол занимают горячие звезды, имеющие массу порядка 60-100 солнечных масс и большую светимость (вопрос об устойчивости звезд с массами больше 60-120Мsun остается открытым, хотя, по-видимому, в последнее время имеются наблюдения таких звезд).

Фаза эволюции, соответствующая главной последовательности, связана с выделением энергии в процессе превращения водорода в гелий, и так как все звезды ГП имеют один источник энергии, то положение звезды на диаграмме ГР определяется ее массой и в малой степени химическим составом.

Основное время жизни звезда проводит на главной последовательности и поэтому главная последовательность - наиболее населенная группа на диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат на ней).

Эволюция звезды - изменение со временем ее физических характеристик (размеров, температуры, светимости), внутреннего строения и химического состава

Обычно эволюцию звезд иллюстрируют путем построения треков звезд на диаграмме ГР в координатах lgL;lgT.

Базовый эволюционный трек звезды с одной солнечной массой

(1) - ZAMS (Zero Age Main Sequence) модель нулевого возраста на ГП

(1-4) - горение водорода в ядре (главная последовательность)

(5-7) - горение водорода в слоевом источнике (провал Герцшпрунга )

(8-9) - образование красного гиганта (ветвь красных гигантов)

(8) - расширение внешней конвективной оболочки (до слоев, где идут ядерные реакции, перемешивание, изменение поверхностного хим. состава ("first dredge-up").

• 
  (9) - гелиевая вспышка (загорается гелий в вырожденном ядре)
  
• 
  (9-10) - исчезновение конвективной оболочки
  
• 
  (10) - горизонтальная ветвь
  
• 
  (10 - 13) - спокойное горение гелия в ядре и водорода в слоевом источнике
  
• 
  (14) - исчерпание гелия в ядре
  
• 
  (14-15) - вторичное расширение внешней конвективной оболочки ("second dredge-up"), красный сверхгигант, ранняя асимптотическая ветвь сверхгигантов (early-AGB)
  
• 
  (15) - начало тепловой неустойчивости сверхгиганта (тепловые вспышки в слоевом гелиевом источнике), пульсации
  
• 
  далее постепенная потеря массы, и в конце концов сброс оболочки, возникновение планетарной туманности и образование вырожденного углеродно-кислородного белого карлика из обнажившегося ядра с массой 0.6Мsun.
  

• 
  (1) - ZAMS (Zero Age Main Sequence) модель нулевого возраста на ГП
  
• 
  (1-3) - горение водорода в ядре (главная последовательность)
  
• 
  (4) - исчерпание водорода в ядре
  
• 
  (4-5) - общее гравитационное сжатие звезды
  
• 
  (5-6) - возгорание водорода в слоевом источнике
  
• 
  (6-7) - горение водорода в толстом слое
  
• 
  (5-7) - провал Герцшпрунга
  
• 
  (8) -возникновение обширной конвективной оболочки ("first dredge-up").
  
• 
  (7-9) - фаза красного гиганта (ветвь красных гигантов)
  
• 
  (9) - загорание гелия (спокойное)
  
• 
  (9-10) - исчезновение конвективной оболочки
  
• 
  (10-11) - горизонтальная ветвь
  
• 
  (9-13) - горение гелия в ядре и водорода в слоевом источнике
  
• 
  (14) - исчерпание гелия
  
• 
  (15) - вторичное расширение внешней конвективной оболочки ("second dredge-up"), звезда переходит на асимптотическую ветвь сверхгигантов c тепловыми пульсациями в слоевом гелиевом источнике (TP-AGB). Красный сверхгигант, сжатие углеродного ядра, горение гелия в слоевом источнике и водорода в слоевом источнике
  
• 
  далее постепенный сброс оболочки, возникновение планетарной туманности и образование белого карлика из обнажившегося ядра c массой 0.85Мsun.
  

Звездами с низкой и средней массой (0.08Мsun<М*<8Мsun) можно называть звезды, которые заканчивают свою жизнь без процесса углеродного горения и горения более массивных элементов в ядре.

Внутри этой группы звезд также реализуются разные сценарии эволюции в зависимости от массы.

Так, звезды с массами меньше 0.08 солнечной (М*<0.08Мsun) никогда не будут иметь достаточной температуры в ядре, чтобы водород загорелся (строго говоря, это вообще не звезды, раз в них нет ядерного горения, однако это вопрос определения); их называют коричневыми карликами, или иногда водородными вырожденными карликами т.к. газ в них вырожден. Медленно остывая, они превращаются в черных карликов.

В звездах средних масс ~0.5Мsun<М*<~8Мsun будут гореть как водород, так и гелий. Они заканчивают свою жизнь как углеродно-кислородные белые карлики, также состоящие из вырожденного газа все звезды с М*<~8М_sun превратятся в белые карлики.

Их ядра должны быть М_ядра<~1.4М_sun (предел Чандрасекхара).

Лишняя масса теряется, по-видимому, со звездным ветром и на последней стадии сбрасывается с планетарной туманностью.

эволюционируют так же, как и со средней массой до момента формирования углеродно-кислородного ядра. Это ядро сжимается и становится вырожденным до того как загорится углерод, форсируя вспышку, известную как углеродная детонация - аналог гелиевой вспышки. Хотя в принципе углеродная детонация может привести к вспышке звезды как сверхновой, некоторые звезды могут пережить эту стадию, и не взорваться. При повышении температуры в ядре вырождение газа может сняться, после чего звезда продолжает эволюционировать как очень массивная звезда.

Загорание происходит до того, как звезда достигнет асимптотической ветви гигантов. Во все время горения углерода в ядре происходит отток энергии из ядра за счет нейтринного охлаждения, и основным источником поверхностной светимости является горение водорода и гелия в слоевых источниках. Эти звезды продолжают вырабатывать все более и более тяжелые элементы вплоть до железа, после чего ядро коллапсирует, образуя нейтронную звезду или черную дыру (в зависимости от массы ядра), а внешние слои разлетаются, что выглядит как взрыв сверхновой II типа.

- гидростатически равновесные звёзды, вещество которых состоит в основном из нейтронов. Существование нейтронных звёзд было предсказано в 30-х гг. 20 в., вскоре после открытия нейтрона. Однако только в 1967 г. они были обнаружены в виде импульсных источников радиоизлучения - пульсаров. Затем было установлено, что нейтронные звёзды проявляют себя также как рентгеновские пульсары (1971 г.) и вспышечные источники рентг. излучения - барстеры (1975 г.).

Не исключено, что на одной из стадий существования нейтронные звёзды явл. источниками гамма-всплесков.

К 1984 г. открыто ок. 400 нейтронных звёзд, из них ок. 20-ти в виде рентг. пульсаров, ок. 40 - в виде барстеров, а остальные - в виде обычных радиопульсаров.

Схематический разрез нейтронной звезды: 1 - жидкое ядро, состоящее из

2 - внутренняя кора, образованная атомными ядрами, переобогащёнными нейтронами

Образование нейтронной звезды

В таком состоянии центральные области звезды не могут существовать долго - охлаждение и продолжающееся увеличение их массы нарушают баланс между силами тяжести и давлением.

В результате очень быстро (за неск. секунд или за доли секунды) центральные области звезды сжимаются до ядерных плотностей, подвергаясь одновременно процессу нейтронизации,

рождается нейтронная звезда.

Когда появление нейтронной звезды сопровождается вспышкой сверхновой звезды, значительная часть массы звезды выбрасывается в космическое пространство. Но образованию нейтронной звезды , по-видимому, не всегда сопутствует вспышка сверхновой звезды - возможен "тихий" коллапс.

Другую возможность появления нейтронных звёзд представляет эволюция белых карликов в тесных двойных звёздных системах. Перетекание вещества со звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает его массу, и, когда она достигает определённого значения, белый карлик превращается в нейтр. звезду. В этом случае масса нейтр. звезды < массы Чандрасекара (знак неравенства учитывает возможный сброс внеш. слоев белого карлика).

В случае, когда перетекание вещества продолжается и после образования нейтронной звезды, её масса может со временем значительно увеличиться.

При m нейтр. звезды > макс. массы нейтронная звезда потеряет устойчивость и в результате релятивистского гравитационного коллапса превратится в чёрную дыру.

Поскольку больше нет выделения энергии в ядре, оно перестает находиться в состоянии гидростатического равновесия и начинает быстро сжиматься и нагреваться под действием сил гравитации.

Так как во время сжатия температура ядра поднимается, то оно поджигает водород в окружающем ядро тонком слое (начало горения слоевого источника)

Энергия, вырабатываемая водородным слоевым источником, выталкивает внешние слои звезды наружу, заставляя их расширяться и остывать.

Более холодная звезда становится краснее, однако из-за своего огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению со звездами главной последовательности.

Сочетание невысокой температуры и большой светимости, собственно говоря, и характеризует звезду как красного гиганта.

На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и занимает место на ветви красных гигантов.

Когда звезда достигает ветви гигантов, поверхностная конвективная зона расширяется вниз, до слоев, где шли ядерные реакции и при глубоком перемешивании вещества поверхностный химический состав изменяется, что подтверждается наблюдениями.

Этот процесс перемешивания конвекцией внешних слоев с внутренними (подвергшимися ядерному преобразованию элементов) из-за расширения вниз конвективной зоны называется по-английски "first dredge-up".

Во время расширения оболочки ядро продолжает сжиматься и его температура растет. Когда температура достигает примерно 100 миллионов градусов Кельвина, а плотность - 104 г/см3, гелиевое ядро загорается и начинает перерабатывать гелий в углерод (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс).

После этого на диаграмме ГР звезды уйдут с ветви красных гигантов и переместятся на горизонтальную ветвь.

Звезды с 0.5Msun доживут до стадии красных гигантов, в то время как звезды с массами меньшими чем 0.5Мsun никогда не дойдут до стадии горения гелия в ядре, так как у них никогда не будет достаточной для этого центральной температуры и плотности.

Для звезд с массами меньше 3Мsun загорание гелия происходит взрывообразно (так называемая гелиевая вспышка). Для больших масс процесс загорания гелия происходит спокойно

• 
  Главная последовательность:
  

Белый карлик

Считается, что белые карлики - это обнажившееся ядро звезды, находившейся до сброса наружных слоев на ветви сверхгигантов.

Когда оболочка планетарной туманности рассеется, ядро звезды, находившейся до этого на ветви сверхгигантов, окажется в верхнем левом углу диаграммы ГР.

Остывая, оно переместится в верхний угол диаграммы для белых карликов.

Ядро будет горячее, маленькое и голубое с низкой светимостью - это и характеризует звезду как белый карлик.

Белые карлики являются наиболее известными и важнейшими представителями "семейства карликов", называемых часто так только из-за своего размера.

Однако с точки зрения эволюции к ним следует относить звезды на конечной стадии эволюции, то есть в условиях, когда ядерные реакции уже не могут происходить и не могут вести (даже в самом отдаленном будущем) к качественным изменениям звездной структуры.

Наиболее распространены белые карлики состоящие из углерода и кислорода с гелиево-водородной оболочкой.

Массы белых карликов 0.6 Мsun - 1.44Msun, радиусы порядка земного, поверхностная температура может быть относительно высока (от 100,000 К до 200,000 К), что и объясняет их название.

Главная черта строения - это ядро, гравитационное равновесие в котором поддерживается вырожденным электронным газом, свойства которого не допускают никаких дальнейших изменений его структуры.

Давление вырожденного газа уравновешивает силы гравитации (при заданной массе), а потеря тепла от невырожденной компоненты вещества не меняют этого давления, и сами потери относительно невелики.

Светимость обеспечивается за счет самых внешних, невырожденных, и потому сжимающихся, слоев.

Белые карлики представляют собой конечные стадии эволюции подавляющего большинства звезд.

Большая часть из них в нашей Галактике имеет углеродно-неоновые ядра, являясь потомком мало-массивных звезд, в ядрах которых произошли реакции горения водорода и гелия. В ядрах звезд с массами в пределах 7-10 масс Солнца ядерные реакции доходят до горения углерода (в силу больших температур), что приводит к образованию белых карликов с кислородно-неоновыми ядрами или к взрыву Сверхновой II типа.

Что образуется в каждом конкретном случае зависит от темпа потери массы, скорости ядерных реакций, а также от других многих параметров, таких, например, как эффективность конвективного перемешивания в ядре.

Некоторые наблюдательные данные свидетельствуют о том, что для взрыва Сверхновой необходим нижний предел на массу звезды около 8 масс Солнца. Для белых карликов пределы на максимальную массу намного более размыты.

Так как в белом карлике нет выделения энергии, то ему остается только медленно остывать, превращаясь со временем в мертвую звезду (черный карлик).

Не всегда из остатков сверхгиганта формируется белый карлик. Судьба остатка сверхгиганта зависит от массы оставшегося ядра.

При нарушении гидростатического равновесия наступает гравитационный коллапс (длящийся секунды или доли секунды) и если Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется до размеров Земли и получится белый карлик.

Если 1.4Мsun<Мядра<3Мsun, то давление вышележащих слоев будет так велико, что электроны "вдавливаются" в протоны, образуя нейтроны и испуская нейтрино.

Образуется так называемый нейтронный вырожденный газ.

p+ + e-→ n+ ne

Плотность нейтронных звезд приближается к атомной и составляет около 10¹⁴ гּсм^-3. Сначала нейтронные звезды были предсказаны теоретически и только в 60-70 годы ХХ столетия открытые пульсары были признаны нейтронными звездами.

Давление нейтронного вырожденного газа препятствует дальнейшему сжатию звезды. Однако, по-видимому, часть нейтронных звезд формируется при вспышках сверхновых и является остатками массивных звезд взорвавшихся как Сверхновая второго типа. Радиусы нейтронных звезд, как и у белых карликов уменьшаются с ростом массы и могут быть от 100 км до 10 км.

Пульсары оказались маленькими очень быстро вращающимися звездами с огромным магнитным полем (можно предположить, что пульсар сохраняет угловой момент вращения и магнитный поток звезды прародительницы).

Периоды вращения пульсаров - от нескольких милисекунд до нескольких секунд, а магнитные поля достигают 10¹²-10¹³ Гс. Открыты пульсары были как источники импульсного радиоизлучения со стабильным периодом, в настоящее время наблюдаются пульсары излучающие во всех диапазонах от радиодиапазона до рентгеновского и гамма диапазона.

Ничто не может помешать дальнейшему сжатию ядра, имеющего массу, превышающую 3Мsun.

Такая суперкомпактная точечная масса называется черной дырой.

Когда в ядре звезды выгорает весь гелий, звезда переходит в стадию сверхгигантов на асимптотическую горизонтальную ветвь и становится красным или желтым сверхгигантом.

Сверхгиганты отличаются от обычных гигантов, также гиганты отличаются от звезд главной последовательности. Они имеют сложное строение со многими зонами, в которых происходят ядерные реакции. Первоначально в вырожденном ядре происходит превращение гелия в углерод и кислород.

Кроме того, имеется тонкая гелиевая оболочка, в которой идут ядерные реакции, а вокруг нее водородная - также с ядерными реакциями.

Внешний водородный слоевой источник соседствует с глубокой конвективной зоной, которая перемешивает все пространство от слоевого источника до поверхности

Характерной особенностью фазы сверхгигантов, по-видимому, является нестабильность горящей гелиевой оболочки, в которой происходят тепловые вспышки. Эти вспышки высвобождают энергию во много раз большую (от сотен до миллиона раз), чем энергия выделяющаяся в водородном слоевом источнике. Вспышки в гелиевом слоевом источнике приводят к тепловой пульсации звезд находящихся на стадии сверхгигантов. Периоды пульсаций таких звезд составляют от нескольких тысяч лет для звезд с массами 5Мsun до сотен тысяч лет для звезд с массами 0.6Мsun. Тепловые вспышки в гелиевом слоевом источнике приводят к перемешиванию всей звезды и в частности к появлению углерода на поверхности, что приводит к формированию так называемых углеродных звезд, у которых отношение C/O >1, в отличие от характерного для космоса C/O ~0.4.

• 
  Бетельгейзе, красный сверхгигант (Hubble Space Telescope)
  

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M*<8Мsun и M*>8Мsun. Звезды с M*<8Мsun будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется (планетарная туманность), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с M*>8Мsun будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем быстрее она сжигает все свое топливо. При этом происходит синтез все новых элементов вплоть до элементов железного пика. На ядре железа процесс синтеза тяжелых элементов останавливается, т.к. реакции слияния ядер железа и более тяжелых элементов идет с поглощением энергии. Такие условия могут быть реализованы только в момент взрыва, что и происходит в дальнейшем при взрыве Сверхновой типа II.

Звезда перед взрывом сверхновой

После выгорания углерода в массивной звезде могут последовательно образовываться следующие элементы : кислород, кремний, железо. При этом выделяется все меньше и меньше энергии и как результат все укорачивается временная шкала выгорания элемента.

Скорость сжигания элементов звездой в 15 Мsun:

• 
  горение водорода 10 млн. лет
  
• 
  горение гелия 1 млн. лет
  
• 
  горение углерода 300 лет
  
• 
  горение кислорода 200 дней
  
• 
  горение кремния 2 дня
  

После этого для звезд с М*=10±3Мsun наступает конец ядерных превращений, ядро коллапсирует и звезда взрывается как Сверхновая типа II(следует отметить, что оценка массы звезды, которая может взорваться как сверхновая дана без учета потери массы, которая по современным представлениям весьма значительна на стадии гигантов и сверхгигантов).

Тысячу лет назад, в 1006 году, небо осветила новая звезда — возможно самая яркая сверхновая за всю историю существования письменности.

Оставшееся от взрыва звезды расширяющееся облако видно в настоящее время в созвездии Волка. Остаток испускает космический свет во всех диапазонах электромагнитного спектра.

Остаток сверхновой SN 1006 составляет в поперечнике приблизительно 60 световых лет и, считается что, является осколками белого карлика. Компактный белый карлик, который входил в состав двойной системы, постепенно захватывал вещество от своего компаньона. Накопленная масса в конце концов инициировала термоядерный взрыв, который привел к разрушению карлика. Поскольку расстояние до остатка равно семь тысяч световых лет, Вы должны понимать, что взрыв на самом деле произошел за семь тысяч лет до того, как в 1006 году свет от него достиг Земли.

Ударные волны в оболочке остатка ускоряют частицы до очень высоких энергий, поэтому, как предполагают ученые, остаток может являться источником неразгаданных космических лучей.

Так, на сегодняшней картинке Вы видите изображение, которое включает в себя рентгеновские данные, представленные голубым цветом, оптические данные, представленные желтым, и радиоданные, представленные красным.
Остаток сверхновой SN 1006

Планетарные туманности

Планетарная туманность является сброшенными верхними слоями сверхгиганта. Свечение обеспечивается возбуждением газа ультрафиолетовым излучением центральной звезды. Туманность излучает в оптическом диапазоне, газ туманности нагрет до температуры порядка 10000 К.

туманность NGC 3132

туманность "Улитка"









Характерное время рассасывания планетарной туманности - порядка нескольких десятков тыс. лет.

Вероятно, спокойное истекание газа, приводящее к образованию планетарной туманности, существует только для звезд с М*<8Мsun, при этом если масса инертного ядра не превышает Мядра<1.4Мsun, тогда из него формируется белый карлик, при Мядра<3Мsun - нейтронная звезда, если больше, то черная дыра.

Звезды с большими массами, по-видимому, взрываются как сверхновые.


Все признают красоту похожей на цветок туманности Розетка, известной также как NGC 2237.

Даже если рассматривать крупным планом отдельные ее части, они выглядят красивыми.

На этой картинке можно увидеть глобулы из темной пыли и газа, которые медленно разрушаются под воздействием мощного излучения и ветров близких массивных звезд.

Если эти глобулы в молекулярном облаке оставить в одиночестве на достаточно долгое время, в них, вероятно, начнут формироваться звезды и планеты.

Это изображение было получено в линиях излучения серы, водорода и кислорода, которые на картинке показаны соответственно красным, зеленым и синим цветами.

Диаметр туманности Розетка – около 50 световых лет, она находится на расстоянии 4500 световых лет, и ее можно увидеть в небольшой телескоп в созвездии Единорога.

Таким образом, что касается физики Вселенной, то мы имеем о ней некоторые представления, накопили много сведений о конкретных физических явлениях, но вопросов остаётся больше, чем ответов.

Однако, возможность поставить важный и правильно сформулированный вопрос означает шаг по пути познания законов Природы.

Важно понимать в каком направлении двигаться по пути познания.

Несомненно, в будущем будут получены ответы, на многие вопросы современного «незнания», но и возникнут новые фундаментальные проблемы.

Как сказал Дж.Уиллер, «мы живём на острове знаний, окружённом морем нашей неосведомлённости. По мере того, как наш остров расширяет свои границы, прилегающая к ним область непознанного тоже расширяется»…

Тем не менее - это и есть сущность познания мира, в этом состоит очарование естественных наук.

жүктеу/скачать 193.87 Kb.

Достарыңызбен бөлісу: