Надя Кискинова

Надя Кискинова

λ < 0,1 Å).

Преносът на тази енергия към повърхността на звездата може да се осъществи по два начина – лъчение и конвекция:
Лъчение – осъществява се при по-ниска относителна температура във вътрешността на звездите.

Лъчистият пренос на енергия представлява всъщност “промъкването” на частиците (фотоните) през звездното вещество. Това става за милиони години поради многократното поглъщане, трансформиране и преизлъчване, характерни за взаимодействията на елементарните частици. В крайна сметка, достигайки до повърхността на звездата първоначално излъченият от осъществената термоядрена реакция фотон вече е трансформиран на няколко милиона фотона с много по-ниски енергии – фотоните на видимата светлина, чиято дължина на електромагнитната вълна е 3900-7600 Å.

Конвективният пренос на енергия представлява движение на маси вещество отвътре навън и обратно.

Моделът е “моментната снимка” на вътрешния “разрез” на звездите на определен етап. Подобно на отделни кадри във филмова лента, моделите на звездите разкриват техните еволюционни превъплъщения.

Всъщност, моделът е една идеализация, която обаче не е произволна, защото в него са заложени наблюдаемите характеристики на звездите – големина, светимост, маса и основните закономерности на астрофизиката, теорията на термоядрения синтез и механизмите за пренос на енергия.
Моделирането е единственият метод за проучване вътрешната структура на Слънцето и звездите. Предполага се, че звездата е симетрично-сферична, т.е. всичките параметри – температура, налягане, плътност и др. – зависят само от разстоянието на разглеждания слой от геометричния център на звездата.

Приема се, че тези характеристики са постоянни величини в един слой. Звездата се разделя на слоеве – колкото повече – по-точен е моделът. Задават се стойности на параметрите във вътрешността на звездата. Прилагайки законите на астрофизиката, получават се стойностите им в следващия слой и т. н. – до повърхността, където стойностите на параметрите трябва да отговарят на наблюдаваните. Може да се тръгне и по обратния път – отгоре надолу.

Поради практически еднаквия химически състав следва да се очаква, че вътрешният строеж на звездите с водородно горене се определя от масата им, съгласно горната теорема.

Следователно, звездите, в чиито ядра се извършва водородно горене, лежат върху Главната последователност на еволюционната диаграма на Хершпрунг-Ръсел.

В звездите от горната част на Главната последователност, където генерирането на енергия става чрез силно зависимия от температурата CN-цикъл, ядрата са конвективни, поради голямата стойност на светимостта, докато слоевете над тях са в лъчисто равновесие. Това са ярките масивни гиганти от спектрални класове О-В.

За звезда с маса под 1,2 слънчеви маси в ядрото започва да доминира р-р цикъла и за него е изпълнено условието за лъчисто равновесие. По-нагоре обаче условията се променят в полза на конвекцията. Това са звездите подобни на Слънцето – джуджета от спектрални класове F-G.

С намаляване масата под тази граница дълбочината на конвективната зона нараства и при маса 0,3 сл. маси звездата става напълно конвективна. Това са червените джуджета от спектрални класове M-L.

Въпреки различията си, продиктувани от различната маса, моделите за вътрешния строеж на звездите от Главната последователност на еволюционната диаграма на Хершпрунг-Ръсел са:

1. 
   Хомогенни – при тях параметрите се изменят плавно от слой към слой.
   

2. 
   Нехомогенни (хетерогенни).
   

Маси от порядъка на 10 маси на Слънцето;

Радиуси – 3,6 до стотици радиуса на Слънцето;

Светимост – средно около 3 000 пъти светимостта на Слънцето;

Температура на повърхността – от 25 000 К

Температурата в недрата им е от порядъка на 25 000 000 К, а

Плътността там – само 7 г/куб.см или само 25 пъти повече от средната плътност

Такива звезди имат сравнително прост вътрешен строеж:

- конвективно ядро, заемащо ¼ от обема, което съдържа ¼ от масата

на звездата, в което протичат N-C реакции. Енергоотделянето при тези реакции е интензивно, а веществото не дотам плътно, което налага конвективния характер на ядрото.

Останалият ¾ обем на звездата е сравнително спокоен и там преносът на енергия се извършва чрез лъчение.

Модел на звезда от долната част на Главната последователност.
Червените джуджета от спектрални класове K-M са с

Маси под 0,8 слънчеви маси;

Светимост – под половината от светимостта на Слънцето;

Размери – под 0,6 от слънчевия радиус;

Температура на повърхността – 4-5 000 К, а

Температурата в недрата е около 9-10 000 000 К, а

Плътността там е 60 г/куб. см или 20 пъти повече от средната плътност.

Поради ниската температура в недрата интензивността на р-р реакциите е ниска, поради което преносът на енергия става чрез лъчение. И тези звезди имат прост двуслоен строеж:

• 
  лъчисто ядро, заемащо почти половината от обема на звездата и
  
• 
  протяжна конвективна зона.
  

Поради неинтензивността на термоядрените реакции тези звезди са завидно “млади”, макар че са едни от най-дълго съществувалите обекти – възрастта им е почти колкото на Галактиката – от порядъка на 10 милиарда години. Поради дебелия конвективен слой под видимата им повърхност 10% от излъчването на червените джуджета е в рентгеновата област на електромагнитния спектър. Това са звездите с мощна активност и наличие на много и огромни по мащаб петна на фотосферата им и вероятно мощни избухвания, издаващи ги като ярки рентгенови източници.

Маси от порядъка на 10*30 кг или над 300 000 земни маси;

Радиуси – стотина и нагоре земни радиуса;

Светимост – около 10*25-27 Вата

Температура на повърхността – 6-7 000 К, а

Температура в недрата – 14-15 000 000 К и

Плътност там – 135 г/куб. см, както е при Слънцето.

Тези звезди имат по-сложен вътрешен строеж. Състоят се от:

• 
  малко ядро, където протичат доста по-интензивно от червените джуджета реакции от протон-протонния цикъл;
  
• 
  протяжна лъчиста зона и
  
• 
  малка – само до 2% от звездния обем конвективна зона,
  

Субджуджетата са с по-ниска светимост от джуджета върху Главната последователност, но с размери и маса като тях.

Основната разлика между субджуджетата и джуджетата е в химическия им състав. Субджуджетата имат много малко тежки елементи в състава си. Изучаването на този тип звезди е затруднено от ниската им светимост и твърде малко наблюдаваните обекти.
Кафяви джуджета
Не всяка сферична симетрия уплътнено космически вещество има необходимата маса, за да се нарече звезда. Има гранична маса от 0,08 слънчеви маси, под която гравитационното свиване не води до температури, достатъчни за започване на термоядрени реакции. Протозвезда с маса под тази граница никога не може да достигне Главната последователност на диаграмата спектър-светимост. Такива “несъстояли” се звезди се наричат кафяви джуджета.

Доскоро те бяха само една теоретична възможност. Днес са наблюдателн факт.

Смята се, че в рамките на диска на нашия Млечен път във всяка област с диаметър 50 св.години има поне 500 кафяви джуджета.

Кафявите джуджета са междинното звено между планетите с маса по-малка от 0,002 слънчеви и звездите с маса над 0,08 слънчеви маси, способни да поддържат термоядрен синтез
Червени гиганти и свръхгиганти
Гигантските червени звезди над Главната последователност са с

Маси от 1,3 до 100 и повече маси на Слънцето

и средна плътност 10*(-6) кг/куб.м;

Радиуси – от 21 до стотици радиуса на Слънцето;

Светимост – стотици и хиляди пъти светимостта на Слънцето;

Температура на повърхността 3-5 000 К и

Температура в ядрото от порядъка на 40 000 000 К.


Малкото свръхгорещо и свръхкомпактно ядро с плътност 300 000 г/куб. см всъщност не съдържа водород и се състои предимно от хелий. Ядрото представлява само 1/1000 част от радиуса на звездата, но съдържа ¼ от масата й.

Свръхплътното състояние на ядреното вещество се нарича изроден електронен газ, който е изотермичен.

Химичният състав, и състояние на веществото, липсата на термоядрени реакции – това е присъщо за белите джуджета. Затова с основание може да се твърди, че ядрата на червените гиганти крият зародилия се вече еволюционен остатък на звездите с маса околослънчевата – белите джуджета!

На известно разстояние около изроденото изотермично ядро на червения гигант има тънка обвивка, където температурата е двойно по-ниска – около 25 милиона К, където все още има достатъчно водород, доизгарящ при термоядрени реакции от C-N цикъла.

Следва зона на лъчист пренос на енергия, простираща се на около 1/10 част от звездния радиус и

конвективна област, където е 70% от масата на звездата.

Червените гиганти съществуват няколкостотин милиона години. В това време температурата в недрата им, състоящи се само от хелий, нараства поради гравитационното свиване. Там хелият е силно йонизиран и поради високата плътност на свободните електрони достига състояние на израждане, което спира гравитационното свиване на ядрото. Установява се равновесие, независимо, че не протичат термоядрени реакции.

Ако обаче температурата в центъра на звездата при свиването достигне 100 милиона К, енергията на хелиевите ядра нараства дотолкова, че те вече могат да преодолеят кулоновата бариера помежду си. Започва “горене” на хелия или протича т. нар. троен алфа-процес.



троен алфа процес

Ходът на хелиевото горене също зависи от началната маса на звездите:

• 
  звездите с маса под 0,5 маси на Слънцето не могат да се превърнат в червени гиганти, защото никога температурата в недрата им не може да достигне до 100 милиона К;
  
• 
  звездите с маси между половин и 8 слънчеви маси достигат стадия на червен гигант.
  

Според теорията на звездната еволюция звездите с маса около и над слънчевата попадат два пъти през живота си в областта на червените гиганти и свръхгиганти – когато са протозвезди в стадия на гравитационното си свиване, когато са с изобилие от водород в химическия си състав и термоядрените реакции едва са започнали да протичат в недрата. И в края на живота си с очертания вече модел на вътрешната им структура.

При гигантите с маси до 3 слънчеви маси след хелиевото избухване в звездните недра се пораждат топлинни импулси, разкъсващи външните обвивки на звездите. Понякога повече от половината звездна маса се отнася в пространството около остатъка от звездата и се наблюдава във вид на газова мъглявина, наречена планетарна.

Тези обекти са наречени така през ХVІІІ век от тогавашните търсачи на нови планети, понеже наподобяват Сатурн, виждащ се като газов диск с не особено мощните телескопи за онова време.

Планетарните мъглявини са кратковременен етап от звездната еволюция – най-много след 100 000 години веществото на разширяващата се мъглявина се разрежда толкова силно, че престава да се различава по плътност от веществото на околната междузвездна среда. Звездното вещество се размесва с междузвездното, обогатявайки го с тежки елементи – продукти на термоядрения синтез.

10% от звездите в Галактиката са бели джуджета, което още веднъж потвърждава мястото на тези обекти в еволюционните превъплъщения.

Състоят се изцяло от изроден електронен газ в изотермично състояние с много тънка обвивка на повърхността от обикновен газ със свойствата както при останалите звезди на идеален газ.

Плътността на веществото е такова, че ядрата са доближени на разстояние поне 10*(-10) см при размери на атомните ядра 10*(-12), т.е. разстоянията стават сравними с размерите на ядрата. Състоянието на такова свръхплътно вещество не е нито газ, нито течност, нито твърдо тяло. Прието е да се нарича изродено състояние, при което налягането не зависи от температурата, т.е. уравненията на идеалния газ не са в сила.

Нарушена е и правата зависимост между маса и радиус (светимост), характерна за звездите от Главната последователност на диаграмата Хершпрунг-Ръсел. При белите джуджета колкото е по-голяма масата, толкова е по-малък радиуса.

През 1931 г. Чандрасекар изчислява, че максималната маса на белите джуджета е 1,43 маси на Слънцето. С доближаване до тази гранична стойност на масата, радиусът на тези обекти клони към 0. Това означава, че се нарушава равновесието между свръхплътното състояние на веществото, поддържащо гравитацията, стремяща се да го свие.

След още 250 милиона години радиусът на Слънцето ще нарасне 100 пъти, светимостта му – 500 пъти. Ако има кой да види, половината от небето ни ще бъде заето от грандиозно загиващото Слънце. В недрата му температурата ще стигне до 100 милиона К и ще започне горене на хелия. Очаква се, че това ще изглежда като хелиево избухване, след което поне 1/3 от слънчевото вещество ще се разпилее в пространството, изглеждайки в един кратък миг от вселенската история като красива планетарна мъглявина.