Звездная эволюция - Stellar evolution

Типичное время жизни звезд в зависимости от их массы
Изменение размера звезды, подобной Солнцу, со временем
Художник изображает жизненный цикл звезды, похожей на Солнце, начиная со звезды главной последовательности в нижнем левом углу, затем расширяясь через субгигантскую и гигантскую фазы, пока ее внешняя оболочка не вытесняется, образуя планетарную туманность в верхнем правом 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. 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 фазы красного гиганта . Звезды с массой не менее половины Солнца могут также начать генерировать энергию за счет синтеза гелия в их ядре, тогда как более массивные звезды могут сливать более тяжелые элементы вдоль ряда концентрических оболочек. Как только у звезды, подобной Солнцу, 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 коллапсируют в чрезвычайно плотную нейтронную звезду или черную дыру . Хотя Вселенная еще недостаточно стара, чтобы любой из самых маленьких красных карликов достиг конца своего существования, звездные модели предполагают, что они будут медленно становиться ярче и горячее, прежде чем у них закончится водородное топливо и они превратятся в маломассивных белых карликов.

Звездная эволюция не изучается путем наблюдения за жизнью одной звезды, поскольку большинство звездных изменений происходят 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

Упрощенное представление этапов звездной эволюции

Протостар

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 гравитационную энергию в виде тепла. По мере увеличения температуры и давления фрагмент конденсируется во вращающийся шар сверхгорячого газа, известный как протозвезда . Нитевидные структуры действительно повсеместны в молекулярном облаке. Плотные молекулярные нити фрагментируются на гравитационно связанные ядра, которые являются предшественниками звезд. Непрерывное нарастание газа, геометрическое изгибание и магнитные поля могут контролировать детальный способ фрагментации волокон. В сверхкритических филаментах наблюдения выявили квазипериодические цепочки плотных ядер с расстоянием между ними, сравнимым с внутренней шириной филамента, и в них встроены две протозвезды с истекающими газами.

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 массу Солнца.

Протозвезды покрыты пылью, поэтому их легче увидеть в инфракрасном диапазоне. Наблюдения, полученные с помощью Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), были особенно важны для открытия многочисленных галактических протозвезд и их родительских звездных скоплений .

Коричневые карлики и субзвездные объекты

Протозвезды с массой менее примерно 0,08  M (1,6 × 10 29  кг) никогда не достигают температуры, достаточно высокой для того, чтобы начался ядерный синтез 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 другой звездной объект они классифицируются как планеты). Оба типа, сжигающие и не сжигающие дейтерий, тускло светятся и медленно исчезают, постепенно остывая в течение сотен миллионов лет.

Объекты звездной массы

Эволюционные треки звезд с разными начальными массами на диаграмме Герцшпрунга – Рассела . Следы начинаются, когда звезда эволюционирует до главной последовательности, и останавливаются, когда синтез прекращается (для массивных звезд) и в конце ветви красных гигантов (для звезд 1  M и менее).
Желтый трек показан для Солнца , которое станет красным гигантом после завершения его фазы главной последовательности перед дальнейшим расширением вдоль асимптотической ветви гигантов , которая будет последней фазой, в которой Солнце подвергнется слиянию.

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 с 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 около 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце находится в середине своей жизни на главной последовательности.

Зрелые звезды

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

В конце концов ядро ​​звезды исчерпывает запасы 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.

Маломассивные звезды

То, что происходит после того, как звезда с малой массой перестает вырабатывать энергию посредством термоядерного 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.

Недавние 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 для медленного коллапса в белый карлик . Такие звезды не станут красными гигантами, поскольку вся звезда является зоной конвекции, и у нее не будет вырожденного гелиевого ядра с оболочкой, сжигающей водород. Вместо этого синтез водорода будет продолжаться до тех пор, 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 движутся прямо от ветви красных гигантов, как звезда постасимптотической ветви гигантов (AGB), но с меньшей светимостью, чтобы стать белым карликом. 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.

Звезды среднего размера

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

Звезды размером примерно 0,6–10  M становятся красными гигантами , которые являются большими звездами не главной последовательности звездной классификации K или M. Красные гиганты расположены вдоль правого края диаграммы Герцшпрунга – Рассела из-за их красного цвета и большой светимости. Примеры включают Альдебаран в созвездии Тельца и Арктур в созвездии Ботеса .

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

Субгигантская фаза

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 остывают, 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.

Фаза красных гигантов

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 продукты синтеза на поверхности звезды. На этой стадии эволюции результаты неуловимы, с самыми большими эффектами, ненаблюдаемыми изменениями изотопов водорода и гелия. Эффекты цикла CNO проявляются на поверхности во время первой выемки грунта с более низкими отношениями 12 C / 13 C и измененными пропорциями 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 синтеза в водородной оболочке. Яркость звезды увеличивается по направлению к вершине ветви красных гигантов . Звезды-ветви красных гигантов с вырожденным гелиевым ядром достигают вершины с очень похожими массами ядра и очень похожей светимостью, хотя более массивные из красных гигантов становятся достаточно горячими, чтобы зажечь синтез гелия до этого момента.

Горизонтальная ветвь

В гелиевых ядрах звезд с массой от 0,6 до 2,0 солнечных масс, которые в значительной степени поддерживаются давлением вырождения электронов , синтез гелия будет воспламеняться в течение нескольких дней в гелиевой вспышке . В невырожденных ядрах более массивных звезд воспламенение термоядерного гелия происходит относительно медленно, без вспышки. Ядерная энергия, выделяемая во время гелиевой вспышки, очень велика: в 10 8 раз больше светимости Солнца в течение нескольких дней и в 10 11 раз больше светимости Солнца (примерно светимость Галактики Млечный Путь ) в течение нескольких дней. секунд. Однако энергия расходуется на тепловое расширение изначально вырожденного ядра и поэтому не может быть видна снаружи звезды. 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 повышая 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 с большей массой и 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 Лиры ), тогда как некоторые становятся еще горячее и могут образовывать синий хвост или синий крючок к горизонтали. ветвь. Морфология горизонтальной ветви зависит от таких параметров, как металличность, возраст и содержание гелия, но точные детали все еще моделируются.

Фаза асимптотической гигантской ветви

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). 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 возникают 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, показывающие сильные углеродные линии в своих спектрах. Процесс, известный как горение на дне, может превращать углерод в кислород и азот до того, как его можно будет вывести на поверхность, и взаимодействие между этими процессами определяет наблюдаемые светимости и спектры углеродных звезд в определенных скоплениях.

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 до примерно 10 звездных величин (на визуальном уровне 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 обе должны быть получены путем драгирования.

Пост-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 через период постасимптотического сверхветвия гигантской ветви, 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 обогащенным 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 и молекулам пыли образовываться. Благодаря высокому количеству инфракрасной энергии, поступающей от центральной звезды, в этих околозвездных оболочках создаются идеальные условия для мазерного возбуждения.

Возможно возникновение тепловых импульсов после того, как начнется эволюция постасимптотической ветви гигантов, в результате чего появится множество необычных и плохо изученных звезд, известных как возрожденные звезды асимптотической ветви гигантов. 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

Реконструированный образ Антареса , красного сверхгиганта.

В массивных звездах ядро ​​уже достаточно велико в начале горящей водородной оболочки, так что воспламенение гелия произойдет до того, как давление вырождения электронов станет преобладающим. Таким образом, когда эти звезды расширяются и остывают, они не светлеют так сильно, 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 схлопываются, образуя нейтронную звезду или черную дыру .

Сверхгигантская эволюция

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) с момента их основной последовательности и далее. Самые большие звезды нынешнего поколения имеют размер около 100-150  M ☉, 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 расширении, или если они вращаются достаточно быстро, так что конвекция распространяется от ядра до поверхности, что приводит к отсутствию отдельной сердцевины и оболочки из-за тщательного перемешивания.

Луковичные слои массивной эволюционировавшей звезды незадолго до коллапса 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 слияния водорода за пределами ядра. В достаточно массивных звездах ядро ​​достигает температуры и плотности, достаточной для того, 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 они не могут полностью сплавить углерод до того , как начнется электронное вырождение , и эти звезды в конечном итоге покинут кислородно-неоново-магниевый белый карлик .

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 . После полного сгорания углерода ядро ​​этих звезд достигает примерно 2,5  M и становится достаточно горячим, чтобы более тяжелые элементы слились. Прежде чем кислород начинает плавиться , неон начинает захватывать электроны, что вызывает горение неона . Для ряда звезд размером примерно 8-12  M этот процесс нестабилен и приводит к неуправляемому слиянию, приводящему к сверхновой с захватом электронов .

В более массивных звездах синтез неона происходит без неконтролируемой дефлаграции. Это, в свою очередь, сопровождается полным сгоранием кислорода и сгоранием 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 значительной степени не изменился. Железное ядро ​​растет, пока не достигает 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 взрыва сверхновой , либо в результате прямого коллапса в черную дыру .

Сверхновая звезда

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 Толмена – 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; некоторая их энергия расходуется на высвобождение нуклонов , включая нейтроны , а некоторая их энергия преобразуется в тепло и кинетическую энергию , таким образом увеличивая ударную волну, вызванную отскоком части падающего материала от коллапса 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 (и, вероятно, выше) урана . Хотя невзорвавшиеся красные гиганты могут производить значительные количества элементов тяжелее железа, используя нейтроны, высвобождающиеся в побочных реакциях более ранних ядерных реакций , изобилие элементов тяжелее железа (и, в частности, некоторых изотопов элементов, которые имеют несколько стабильных или длинных цепей). живые изотопы), образующиеся в таких реакциях, сильно отличается от изотопов, образующихся в сверхновой. Ни одно из них само по себе 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 вещества. Однако осцилляции нейтрино могут играть важную роль в проблеме передачи энергии, поскольку они не только влияют на энергию, доступную в конкретном аромате нейтрино, но также через другие общерелятивистские эффекты на нейтрино.

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.

Самые массивные звезды, существующие сегодня, могут быть полностью уничтожены сверхновой с энергией, значительно превышающей ее гравитационную энергию связи . Это редкое событие, вызванное парной нестабильностью , не оставляет после себя остатков черной дыры. В прошлой истории Вселенной некоторые звезды были даже больше, чем самые большие из существующих сегодня, и в конце своей жизни они сразу же схлопнулись бы в черную дыру из-за фотораспада .

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

Звездные остатки

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

Белые и черные карлики

Для звезды 1  M , полученный белый карлик приблизительно 0,6  М , прессуют в объеме примерно Земли. Белые карлики стабильны, потому что притяжение внутрь гравитации 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 еще горячее внутри. Он настолько горячий, что большая часть его энергии теряется в форме нейтрино в течение первых 10 миллионов лет своего существования, но потеряет большую часть своей энергии через миллиард лет.

Химический состав белого карлика зависит от его массы. Звезда в несколько солнечных масс воспламенит синтез углерода 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 настолько сильное, чтобы взорвать звезду в виде сверхновой. 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 произведет 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 им для воспламенения требуется более высокая температура, потому что захват электронов на эти элементы и продукты их синтеза легче; более высокие температуры ядра способствуют неуправляемой ядерной реакции, которая останавливает коллапс ядра и приводит к сверхновой типа Ia . Эти сверхновые могут быть во много раз ярче, чем сверхновые типа II, знаменующие смерть массивной звезды, хотя последняя имеет большее общее выделение энергии. Эта неустойчивость разрушаться означает , что белый карлик более массивным , чем приблизительно 1,4  М могут существовать (с возможным исключением незначительного очень быстро вращающимися белыми карликами, чьи центробежной силой из - за вращения частично противодействует вес их вещества). Перенос массы в бинарной системе может привести к тому, что изначально стабильный белый карлик превысит предел Чандрасекара.

Если белый карлик образует тесную двойную систему с другой звездой, водород от более крупного компаньона может аккрецироваться 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

Ударная волна, напоминающая пузырьки, все еще расширяется после взрыва сверхновой звезды 15000 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 звездное ядро ​​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 с большей силой.

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 уменьшения звезд (из-за сохранения углового момента ); наблюдаемые периоды вращения нейтронных звезд колеблются от 1,5 миллисекунд (более 600 оборотов в секунду) до нескольких секунд. Когда магнитные полюса этих быстро вращающихся звезд выровнены с Землей, мы обнаруживаем импульс излучения на каждом обороте. Такие нейтронные звезды называются пульсарами , и они были первыми открытыми нейтронными звездами. Хотя электромагнитное излучение, обнаруживаемое пульсарами, чаще всего бывает в форме радиоволн, пульсары также обнаруживаются в видимом, рентгеновском и гамма-диапазонах длин волн.

Черные дыры

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, достоверно неизвестна, но в настоящее время оценивается в 2–3  M .

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 теоретически, 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. Разрешение этих неопределенностей требует анализа большего количества сверхновых и остатков сверхновых.

Модели

Звездная эволюционная модель - это математическая модель, которую можно использовать для вычисления эволюционных фаз звезды от момента ее образования до того, как она станет остатком. Масса и химический состав звезды используются в качестве входных данных, а светимость и температура поверхности являются единственными ограничениями. 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 , наряду с другими эволюционирующими свойствами. Точные модели могут быть использованы для оценки текущего возраста звезды путем сравнения ее физических свойств с характеристиками звезд на соответствующем эволюционном пути.

Смотрите также

использованная литература

  • 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

внешние ссылки