Надя Кискинова



Дата28.04.2016
өлшемі2.54 Mb.
МОДЕЛИ НА ЗВЕЗДИ


ОБЩ КУРС ПО АСТРОНОМИЯ

НАО “Юрий Гагарин”

Надя Кискинова



МЕХАНИЗМИ ЗА ПРЕНОС НА ЕНЕРГИЯ ВЪВ ВЪТРЕШНОСТТА НА ЗВЕЗДИТЕ
Оценките за температурата в звездните недра са 10-20 милиона К, а налягането – милиарди земни атмосфери.В резултат на протичащите там термоядрени реакции се отделят гама-кванти или фотони с енергията от 1000 КeV, което отговаря на електромагнитна вълна с дължина на вълната 0,001 Å (гама-лъчи с

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.



Конвекция – за осъществяването й е необходима по-висока относителна температура.

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


Аналог за двата вида пренос на топлина (енергия) и условията, при които те се осъществяват е нагряваща се вода: Загрявайки съд с вода, отначало докато топлината от долните слоеве се пренася към горните става с лъчение. С повишаване на температурата, в преноса на топлина се включват цели потоци вода – осъществява се конвекция – водата завира.





Чрез конвекция готвим и се топлим в ежедневието си.
МОДЕЛИРАНЕ
Моделът на една звезда представлява съвкупност от данни (в табличен или графичен вид) за плътността, налягането, температурата и химичния състав, характеризиращи слоевете от вътрешността.

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.




При процедурата на моделиране на звездната структура се оказва, че е невъзможно да се получи произволна комбинация от радиус и светимост на звездата при фиксирана предварително маса и химичен състав и обратно – фиксираните предварително маса, радиус и светимост на звездата изискват точно определен химичен състав (това е резултат от факта, че глобалните параметри на звездите не са независими величини). Тази система от ограничения е известна като теорема на Vogt-Russell и гласи:
Масата и химическият състав на звездата определят нейния радиус, светимост и вътрешна структура, както и бъдещата й еволюция.
Звездите се състоят предимно от най-лекото вещество - водорода. Ядрата на водорода могат по-лесно да преодолеят електричното отблъскване помежду си от ядрата на по-тежките елементи – първият подготвителен етап за евентуални термоядрени реакции. Явно в звездните недра са налице необходимата температура и плътност за осъществяване на следващото условие – преодоляване на потенциалната бариера на ядрата и тяхното сливане. Ниската вероятност за тази начална стъпка за отделната термоядрена реакция на синтез на хелий от водород определя бавния процес на промяна на глобалните параметри на звездата – химичният й състав и вътрешният строеж се изменят бавно докато протича термоядреното горене в ядрото.

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.





От масата на протослънчевия облак зависи мястото на звездата ни върху диаграмата на Хершпрунг-Ръсел /спектър-светимост/.
Теоретичните пресмятания показват, че при маси под 0,08 маси на Слънцето централните температури са недостатъчни за протичане на стабилен термоядрен синтез, а звезди с маси над 90 слънчеви маси са нестабилни, тъй като малки неустойчивости в централните им области водят до огромни изменения в мощността на генерираната термоядрена енергия. Затова водородното горене в ядрата на звездите е възможно за обекти с маси между тези две граници. От теоретичните модели, изчислени за интервала от маси 0,08-90 маси на Слънцето, е получена теоретична връзка между масата и светимостта – диаграмата “маса-светимост” за звездите от Главната последователност.

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.

В резултат на изчерпване на водородното “гориво” в крайните стадии на звездната еволюция, т.е. при промяна на химичния състав, настъпват промени в структурата на звездите и глобалните им параметри, които вече претърпяват скокообразни изменения. Такива звезди като червените гиганти и свръхгигантите се описват с модели, наречен

  1. Нехомогенни (хетерогенни).

МОДЕЛИ НА РАЗЛИЧНИ ВИДОВЕ ЗВЕЗДИ.

ЗВЕЗДНИ ПРЕВЪПЛЪЩЕНИЯ.
Модел на масивна ярка звезда от горната част на Главната последователност
Повечето от бяло-сините звезди от спектрален клас О-В са обикновено с

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.



Звезди от средната част на Главната последователност.
Оранжево-жълтите джуджета като Слънцето и малко по-големи от спектрални класове F-G с

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,

даваща отражение на активните процеси във фотосферата и другите слоеве на звездната атмосфера.



Вътрешният строеж на звезди от горната, средната и долна част на Главната последователност. Забележете мястото и обособеността на конвективните зони при трите типа звезди – с червени кръгове и елипси по червените джуджета.
Субджуджета
Последователността на субджуджета следва средната част на Главната последователност, но е под нея върху диаграмата на Хершпрунг-Ръсел.

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.




ДВОЙНА ЗВЕЗДНА СИСТЕМА ОТ КАФЯВИ ДЖУДЖЕТА

За първи път бяха получени с точност масите на компонентите на тази система кафяви джуджета, което позволи да се уточни долната граница на тази характеристика, която теоретично е 7,5% от масата на Слънцето, под която вече би трябвало да става дума за планета. Едното от кафявите джудже е ултрастудено и е с маса едва 8,5% от тази на Слънцето. Тази тясна двойка кафяви джуджета, намиращи се едно от друго на само 2,5 пъти разстоянието Земя-Слънце, бе открита през 2000 г.от космическия телескоп “Хъбъл" около звездата, обозначена като 2MASSW J0746425+2000321, благодарение на удивителната му разделителна способност.
Температурата на повърхността на такъв обект е не повече 1000 К и тя се поддържа поради продължаващото гравитационно свиване. Тъй като в кафявите джуджета не протичат термоядрени реакции, те се състоят предимно от водород и се наричат още водородни джуджета.

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.

При звезди с маси по-малки от 3 маси на Слънцето хелиевото горене нараства взривообразно или протича т.нар. хелиево избухване. Но образувалата се въглеродна “пепел” не е в състояние да учавства в нови термоядрени процеси, защото температурата не е достатъчно висока при такива звездни маси. Термоядрените реакции спират до образуването на въглерода и такива червени гиганти се наричат въглеродни.



Хелиево избухване при червените гиганти.
При звезди с маси повече от 3 слънчеви, хелиевите реакции се разгарят плавно, обхващайки постепенно цялото звездно ядро. Температурите в недрата им са достатъчно високи, за да протичат реакции на постхелиево горене, в които се раждат по-тежки елементи – включително до желязото.
Предполага се, че структурата на червените свръхгиганти е доста по-сложна с наличие може би на още по-тежко ядро от елементи между хелия до желязото. Такива звезди са краткотрайно явление от живота на най-масивните звезди с характерно време от около само 1000 години, което обяснява малкият брой наблюдавани обекти от този тип.



Вътрешен строеж на червен свръхгигант
Вътрешността на свръхгиганта може да се оприличи на луковица със слоеве от различни елементи, където продължава термоядреното сливане на по-леките и възникване на по-тежки елементи. В наближилия края на еволюцията си свръхгигант има инертно желязно ядро и обвивки от: силиций, кислород, въглерод, неон, хелий и водород. Всеки следващ етап на термоядрено горене отгоре надолу в тази “луковица” е по-краткотраен от предишния., силицият “изгаря” в желязо само за няколко дена! Не протичат реакции може би единствено в желязното ядро, защото желязото е елемент с най-голяма енергия на връзката, т.е. за сливането на две железни ядра не се отделяу а напротив – необходимо е да се внесе енергия.

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.


Планетарни мъглявини
Гравитацията на повърхността на червените гиганти е много слаба поради ниската средна плътност на тези звезди. Веществото им изтича чрез интензивен звезден вятър.

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.




Тази гневно око, на каквото може да се оприличи тази планетарна мъглявина с обозначение NGC 6751 в съзвездието Орел е “прогледнало” само преди няколко хиляди години, когато газът от умиращата звезда е започнал да изтича в околното пространство със скорост от няколко стотин км/сек.


Младата планетарна мъглявина Пясъчен часовник е на 8 000 св. г. от нас.

Това изображение на космическия телескоп “Хъбъл” е получено чрез наслагване на три изображения: в синьо са оцветени местата на излъчване на двойно йонизиран водород, в червено – еднократно йонизиран водород, а в зелено – неутрален водород.

Виждат се двойката концентрични окръжности от изхвърлено вещество на няколко етапа, които се разширяват в околното пространство.


Бели джуджета
Имат околослънчева маса и размери, колкото земните или 100 пъти по-малки от тези на Слънцето с плътност на веществото си от порядъка на десетки тонове в куб.см и светимост стотици и хиляди пъти по-ниска от слънчевата.

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.




Звезда в звездата – бялото джудже в ядрото на червения гигант или свръхгигант.



Космическият телескоп “Хъбъл” търси бели джуджета в близкия кълбовиден звезден куп М 4, който е на разстояние 7 000 светлинни години и съдържа около 100 000 звезди според общата си яркост.

Вляво е показана областта, която изследва “Хъбъл”, а вдясно е подробното изображение на изследвания район с размери само 0,63 св.г., където се открияват 8 бели джуджета, оградени с кръгчета. В заградения отляво по-обширен участък от М4 белите джуджета са 75, а общият им брой в купа трябва да е поне 40 000.

БЪДЕЩЕТО НА СЛЪНЦЕТО
След около 5 милиарда години, когато водородът в слънчевото ядро се превърне в хелий, водородът ще продължава да гори в по-горните слоеве. Това ще застави Слънцето да се раздуе. Радиусът му ще нарасне с около 40%, а светимостта му ще се удвои. Повърхността ще се уголеми 3,5 пъти, но температурата му на излъчване ще спадне до 4 300 К. Погледнато от Земята, Слънцето ще изглежда като огромно оранжево кълбо. Температурата на земната повърхност ще се качи с цели 100 градуса и водата от океаните ще се изпари.

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.



Останалата наполовина маса слънчево вещество ще е неимоверно сгъстено в остатък с размерите на Земята, но плътност 1-2 тона в куб см. Това е следващото превъплъщение – бяло джудже, което бавно ще изстива.







Каталог: Materials -> Pritnt -> starts
Materials -> Департамент образования города москвы юго-восточное окружное управление образования
Materials -> Запрос коммерческих предложений
starts -> Надя Кискинова средища на звездообразуване космогония на слънчевата система джеймс джинс
starts -> План-конспект Надя Кискинова променливи звезди продължение нови и свръхнови звезди
starts -> Звездни купове
Pritnt -> Курс по обща астрономия за астрономи-любители
Pritnt -> Основни характеристики на галактиките


Достарыңызбен бөлісу:




©dereksiz.org 2020
әкімшілігінің қараңыз

    Басты бет