Звездная эволюция - Stellar evolution

Типичное время жизни звезд в зависимости от их массы
Изменение размера звезды типа Солнца со временем
Изображенный художником жизненный цикл звезды, похожей на Солнце, начинается со звезды главной последовательности в левом нижнем углу, а затем расширяется через субгигант и гигант фаз, пока его внешняя оболочка не будет вытеснена, чтобы сформировать планетарная туманность вверху справа
Схема звездной эволюции

Звездная эволюция это процесс, посредством которого звезда меняется с течением времени. В зависимости от массы звезды ее время жизни может составлять от нескольких миллионов лет для самой массивной до триллионов лет для наименее массивной, что значительно больше, чем у звезды. возраст вселенной. В таблице показано время жизни звезд в зависимости от их масс.[1] Все звезды сформированы из рушится облака газа и пыли, часто называемые туманности или же молекулярные облака. В течение миллионов лет эти протозвезды успокоиться в состояние равновесия, став тем, что известно как главная последовательность звезда.

Термоядерная реакция питает звезду большую часть ее существования. Первоначально энергия генерируется путем слияния атомы водорода на основной звезды главной последовательности. Позже, когда преобладание атомов в ядре станет гелий, звезды как солнце начинают плавить водород по сферической оболочке, окружающей ядро. Этот процесс заставляет звезду постепенно увеличиваться в размерах, проходя через субгигант стадии, пока не достигнет красный гигант фаза. Звезды с массой не менее половины Солнца могут также начать вырабатывать энергию за счет синтеза гелия в их ядре, тогда как более массивные звезды могут сливать более тяжелые элементы вдоль ряда концентрических оболочек. Когда у звезды, подобной Солнцу, заканчивается ядерное топливо, ее ядро ​​схлопывается в плотный белый Гном и внешние слои вытесняются как планетарная туманность. Звезды, масса которых примерно в десять или более раз превышает массу Солнца, могут взорваться сверхновая звезда поскольку их инертные железные ядра разрушаются в чрезвычайно плотный нейтронная звезда или же черная дыра. Хотя вселенная недостаточно стар для любого из самых маленьких красные карлики дожить до конца своего существования, звездные модели предполагают, что они будут медленно становиться ярче и горячее, прежде чем у них закончится водородное топливо и они станут белыми карликами с малой массой.[2]

Звездная эволюция не изучается путем наблюдения за жизнью отдельной звезды, поскольку большинство звездных изменений происходит слишком медленно, чтобы их можно было обнаружить, даже на протяжении многих столетий. Вместо, астрофизики приходят к пониманию того, как звезды развиваются, наблюдая за множеством звезд в различные моменты их жизни и моделируя звездная структура с помощью компьютерные модели.

Звездообразование

Упрощенное представление этапов звездной эволюции
Основная статья: Звездообразование

Протостар

Основная статья: Протостар
Схема звездной эволюции.

Звездная эволюция начинается с гравитационный коллапс из гигантское молекулярное облако. Типичные гигантские молекулярные облака имеют размер примерно 100 световых лет (9,5×1014 км) в поперечнике и вместимостью до 6 000 000 солнечные массы (1.2×1037 кг ). Когда оно схлопывается, гигантское молекулярное облако распадается на все меньшие и меньшие части. В каждом из этих фрагментов коллапсирующий газ выделяет гравитационно потенциальная энергия как тепло. По мере увеличения температуры и давления фрагмент конденсируется во вращающийся шар сверхгорячого газа, известный как протозвезда.[3]

Протозвезда продолжает расти на нарастание газа и пыли из молекулярного облака, становясь звезда до главной последовательности по мере достижения своей конечной массы. Дальнейшее развитие определяется его массой. Масса обычно сравнивается с массой солнце: 1.0 M☉ (2.0×1030 кг) означает 1 солнечную массу.

Протостары покрыты пылью и поэтому лучше видны на инфракрасный длины волн. Широкопольный инфракрасный обозреватель (WISE) были особенно важны для открытия многочисленных галактических протозвезды и их родитель звездные скопления.[4][5]

Коричневые карлики и субзвездные объекты

Основная статья: Коричневый карлик

Протозвезды с массой менее примерно 0,08M☉ (1.6×1029 кг) никогда не достигают температуры, достаточно высокой для термоядерная реакция водорода, чтобы начать. Они известны как коричневые карлики. В Международный астрономический союз определяет коричневые карлики как звезды, достаточно массивные, чтобы плавить дейтерий в какой-то момент своей жизни (13 Массы Юпитера (MJ ), 2.5 × 1028 кг, или 0,0125M☉). Объекты меньше, чем 13 MJ классифицируются как суб-коричневые карлики (но если они вращаются вокруг другого звездного объекта, они классифицируются как планеты).[6] Оба типа, сжигающие и не сжигающие дейтерий, тускло светятся и медленно угасают, постепенно остывая в течение сотен миллионов лет.

Основная последовательность

Основная статья: Основная последовательность
Основная последовательностьZams and track.png
Основная последовательностьZams and track.png
Эволюционные следы звезды с разными начальными массами на Диаграмма Герцшпрунга – Рассела. Следы начинаются, когда звезда эволюционирует в главная последовательность и остановиться, когда слияние остановки (для массивных звезд) и в конце Красный гигант филиал (для звезд 1M☉ и менее).[7]
Желтая дорожка отображается для солнце, который станет красный гигант после окончания фазы главной последовательности перед дальнейшим расширением асимптотическая ветвь гигантов, которая будет последней фазой, в которой Солнце подвергнется слиянию.

Для более массивной протозвезды температура ядра в конечном итоге достигнет 10 миллионов кельвин, инициируя протон-протонная цепная реакция и позволяя водород сплавляться, сначала дейтерий а затем в гелий. В звездах чуть больше 1M☉ (2.0×1030 кг), реакция синтеза углерод – азот – кислород (Цикл CNO ) вносит значительный вклад в производство энергии. Начало ядерного синтеза относительно быстро приводит к гидростатическое равновесие 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 с главная последовательность фаза его эволюции.

Новая звезда будет располагаться в определенной точке главной последовательности Диаграмма Герцшпрунга – Рассела, с главной последовательностью спектральный класс в зависимости от массы звезды. Маленький, относительно холодный, маломассивный красные карлики плавят водород медленно и останутся на главной последовательности в течение сотен миллиардов лет или дольше, в то время как массивные, горячие Звезды О-типа покинет главную последовательность всего через несколько миллионов лет. Среднего размера желтый карлик звезда, как и Солнце, останется на главной последовательности около 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце находится в середине своей жизни на главной последовательности.

Зрелые звезды

В конце концов, ядро ​​исчерпывает запас водорода, и звезда начинает эволюционировать. главная последовательность. Без внешнего радиационное давление генерируется синтезом водорода, чтобы противодействовать силе сила тяжести основные контракты до тех пор, пока давление электронного вырождения становится достаточно, чтобы противостоять гравитации, или ядро ​​становится достаточно горячим (около 100 МК) для синтез гелия начать. Что из этого произойдет первым, зависит от массы звезды.

Маломассивные звезды

То, что происходит после того, как звезда с малой массой перестает вырабатывать энергию путем термоядерного синтеза, напрямую не наблюдалось; то вселенная имеет возраст около 13,8 миллиардов лет, что меньше времени (в некоторых случаях на несколько порядков), чем требуется для прекращения синтеза у таких звезд.

Последние астрофизические модели предполагают, что красные карлики 0,1M☉ могут оставаться на главной последовательности от шести до двенадцати триллионов лет, постепенно увеличиваясь в обоих температура и яркость, и потребуется еще несколько сотен миллиардов лет, чтобы медленно схлопнуться в белый Гном.[8][9] Такие звезды не станут красными гигантами, так как вся звезда представляет собой зона конвекции и у него не будет вырожденного гелиевого ядра с оболочкой, сжигающей водород. Вместо этого синтез водорода будет продолжаться, пока почти вся звезда не станет гелием.

Внутренние структуры звезды главной последовательности, зоны конвекции с циклами, обозначенными стрелками, и зоны излучения с красными вспышками. Слева маломассивный красный карлик, в центре среднего размера желтый карлик а справа массивный сине-белая звезда главной последовательности.

Немного больше массивные звезды действительно расширяться в красные гиганты, 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 прекращается, эти звезды удаляются прямо от ветви красных гигантов, как пост-асимптотическая ветвь гигантов (AGB) звезда, но с меньшей светимостью, чтобы стать белым карликом.[2] Звезда с начальной массой около 0,6M☉ смогут достигать температуры, достаточно высокой для плавления гелия, и эти звезды «среднего размера» переходят на следующие стадии эволюции за пределы ветви красных гигантов.[10]

Звезды среднего размера

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

Звезды примерно 0,6–10M☉ становиться красные гиганты, которые являются большими не-главная последовательность звезды звездная классификация K или M. Красные гиганты располагаются вдоль правого края диаграммы Герцшпрунга – Рассела из-за их красного цвета и большой светимости. Примеры включают Альдебаран в созвездии Телец и Арктур в созвездии Волопас.

Звезды среднего размера являются красными гигантами на двух разных фазах эволюции после главной последовательности: звезды ветви красных гигантов с инертными ядрами, состоящими из гелиевых и водородных оболочек, и звезды асимптотической ветви гигантов с инертными ядрами. из оболочек, сжигающих углерод и гелий, внутри оболочек, сжигающих водород.[11] Между этими двумя фазами звезды проводят период на горизонтальная ветвь с гелиевым термоплавким сердечником. Многие из этих слившихся с гелием звезд группируются к холодному концу горизонтальной ветви как гиганты K-типа и называются красный комок гиганты.

Субгигантская фаза

Основная статья: Субгигант

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 охлаждаются, 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.[12]

Фаза красных гигантов

Основная статья: Ветка красного гиганта

Расширяющиеся внешние слои звезды конвективный, при этом материал перемешивается турбулентностью от областей слияния до поверхности звезды. Для всех звезд, кроме самых низкомассовых, сплавленный материал до этого момента оставался глубоко внутри звезды, поэтому конвекционная оболочка впервые делает видимыми на поверхности звезды продукты синтеза. На этом этапе эволюции результаты незаметны, с наибольшим эффектом - изменения в изотопы водорода и гелия, которые не наблюдаются. Эффекты Цикл CNO появляются на поверхности во время первых дноуглубление, с нижним 12C /13Соотношение C и измененное соотношение углерода и азота. Их можно обнаружить с помощью спектроскопия и были измерены для многих эволюционировавших звезд.

Гелиевое ядро ​​продолжает расти на ветви красного гиганта. Он больше не находится в тепловом равновесии, ни вырожденном, ни превышающем Предел Шенберга-Чандрасекара, поэтому его температура увеличивается, что приводит к увеличению скорости плавления в водородной оболочке. Светимость звезды увеличивается по направлению к верхушка ветви красного гиганта. Все звезды ветви красных гигантов с вырожденным гелиевым ядром достигают вершины с очень похожими массами ядра и очень похожей светимостью, хотя более массивные красные гиганты становятся достаточно горячими, чтобы зажечь синтез гелия до этого момента.

Горизонтальная ветка

Основные статьи: Горизонтальная ветка и Красный комок

В гелиевых ядрах звезд в диапазоне масс Солнца от 0,6 до 2,0, которые в значительной степени поддерживаются давление электронного вырождения, термоядерный синтез гелия будет воспламеняться в течение нескольких дней в гелиевая вспышка. В невырожденных ядрах более массивных звезд зажигание термоядерного гелия происходит сравнительно медленно, без вспышки.[13] Ядерная энергия, выделяемая во время гелиевой вспышки, очень велика, порядка 108 раз светимость Солнца в течение нескольких дней[12] и 1011 раз яркость Солнца (примерно яркость Млечный путь ) на несколько секунд.[14] Однако энергия расходуется на тепловое расширение изначально вырожденного ядра, и поэтому ее нельзя увидеть снаружи звезды.[12][14][15] 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 горизонтальная ветвь на диаграмме Герцшпрунга – Рассела, постепенно уменьшаясь по радиусу и увеличивая температуру 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 красный комок звезд на диаграмме цвет-величина скопления, более горячего и менее яркого, чем красные гиганты. Звезды большей массы с более крупными гелиевыми ядрами движутся по горизонтальной ветви к более высоким температурам, некоторые из них становятся нестабильными, пульсирующими звездами в желтом цвете. полоса нестабильности (Переменные RR Лиры ), в то время как некоторые становятся еще горячее и могут образовывать синий хвост или синий крючок к горизонтальной ветви. Морфология горизонтальной ветви зависит от таких параметров, как металличность, возраст и содержание гелия, но точные детали все еще моделируются.[16]

Фаза асимптотической гигантской ветви

Основная статья: Асимптотическая ветвь гигантов

После того, как звезда поглотила гелий в ядре, слияние водорода и гелия продолжается в оболочках вокруг горячего ядра. углерод и кислород. Звезда следует за асимптотическая ветвь гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, что соответствует первоначальной эволюции красного гиганта, но с еще более быстрым генерированием энергии (которое длится более короткое время).[17] 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 происходят в конце 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 углеродная звезда формируются очень холодные и сильно покрасневшие звезды с сильными линиями углерода в спектрах. Процесс, известный как горение на дне, может преобразовывать углерод в кислород и азот до того, как он может быть доставлен на поверхность, и взаимодействие между этими процессами определяет наблюдаемые светимости и спектры углеродных звезд в определенных скоплениях.[18]

Еще один хорошо известный класс звезд с асимптотической ветвью гигантов - это звезды Переменные Mira, которые пульсируют с четко определенными периодами от десятков до сотен дней и большими амплитудами примерно до 10 звездных величин (в визуальном плане 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 OH / IR звезды, пульсирующий в инфракрасном диапазоне и показывающий ОН мазер Мероприятия. Эти звезды явно богаты кислородом, в отличие от углеродных звезд, но оба должны быть получены путем драгирования.

Пост-AGB

Основная статья: Пост-AGB
В Туманность Кошачий Глаз, а планетарная туманность образовался в результате смерти звезды с массой примерно такой же, как у Солнца

Эти звезды среднего радиуса действия в конечном итоге достигают вершины асимптотической ветви гигантов, и у них заканчивается топливо для сгорания оболочки. Они недостаточно массивны, чтобы начать полномасштабный синтез углерода, поэтому они снова сжимаются, проходя период постасимптотического суперветра с ветвями гигантов, 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 кислород или же углерод обогащается, в зависимости от типа звезды. Газ накапливается в расширяющейся оболочке, называемой околозвездная оболочка и остывает по мере удаления от звезды, позволяя Частицы пыли и молекулы для образования. Благодаря высокой энергии инфракрасного излучения центральной звезды в этих околозвездных оболочках создаются идеальные условия для мазер возбуждение.

Тепловые импульсы могут возникать 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.[19] Это может привести к крайнему горизонтальная ветвь звезды (субкарликовые B-звезды ), звезды постасимптотической ветви гигантов с дефицитом водорода, центральные звезды переменных планетных туманностей и Переменные R Coronae Borealis.

Массивные звезды

Основная статья: Сверхгигант
Реконструированный образ Антарес, красный сверхгигант

В массивных звездах ядро ​​уже достаточно велико в начале образования водородной оболочки, так что воспламенение гелия произойдет до того, как давление вырождения электронов сможет стать преобладающим. Таким образом, когда эти звезды расширяются и остывают, они не становятся ярче столь же резко, как звезды с меньшей массой; однако они были более яркими на главной последовательности и эволюционировали в очень ярких сверхгигантов. Их ядра становятся настолько массивными, что они не могут поддерживать себя электронное вырождение и в конечном итоге рухнет, чтобы произвести нейтронная звезда или же черная дыра.

Сверхгигантская эволюция

Чрезвычайно массивные звезды (более примерно 40M☉), которые очень светятся и, следовательно, имеют очень быстрые звездные ветры, теряют массу так быстро из-за радиационного давления, что имеют тенденцию сорвать свои оболочки, прежде чем они смогут расшириться и стать красные сверхгиганты, и, таким образом, сохраняют чрезвычайно высокие температуры поверхности (и бело-голубой цвет) с момента их основной последовательности и далее. Самых крупных звезд нынешнего поколения порядка 100-150 человек.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 ее 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.[20]

Луковичные слои массивной эволюционировавшей звезды непосредственно перед коллапсом 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 синтеза водорода за пределами ядра. В достаточно массивных звездах ядро ​​достигает температуры и плотности, достаточно высоких, чтобы соединять углерод и более тяжелые элементы через альфа-процесс. В конце синтеза гелия ядро ​​звезды состоит в основном из углерода и кислорода. В звездах тяжелее примерно 8M☉углерод воспламеняется и предохранители с образованием неона, натрия и магния. Менее массивные звезды могут частично воспламенить углерод, но не могут полностью сплавить углерод раньше. электронное вырождение наступает, и эти звезды в конечном итоге оставят кислородно-неоново-магниевую белый Гном.[21][22]

Точный предел массы для полного сжигания углерода зависит от нескольких факторов, таких как металличность и детальная потеря массы на асимптотическая ветвь гигантов, но примерно 8-9M☉.[21] После полного выгорания углерода ядро ​​этих звезд достигает примерно 2,5M☉ и становится достаточно горячим для плавления более тяжелых элементов. Прежде чем кислород начнет предохранитель, неон начинает захватить электроны который запускает неоновое горение. Для диапазона звезд примерно 8-12M☉, этот процесс нестабилен и приводит к неконтролируемому слиянию, сверхновая с захватом электронов.[23][22]

У более массивных звезд синтез неона происходит без неконтролируемой дефлаграции. Это, в свою очередь, сопровождается полным сжиганием кислорода и сжигание кремния, производя ядро, состоящее в основном из железные козырьки. 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 основном не меняется. Железный сердечник растет, пока не достигнет эффективная масса Чандрасекара, выше формального Чандрасекар месса из-за различных поправок на релятивистские эффекты, энтропию, заряд и окружающую оболочку. Эффективная масса Чандрасекара для железного ядра варьируется примерно от 1,34M☉ у наименее массивных красных сверхгигантов до более 1,8M☉ в более массивных звездах. Как только эта масса достигается, электроны начинают захватываться ядрами железных пиков, и ядро ​​становится неспособным поддерживать себя. Ядро коллапсирует, и звезда разрушается, либо в сверхновая звезда или прямой коллапс в черная дыра.[22]

Сверхновая звезда

Основная статья: Сверхновая звезда
В Крабовидная туманность, разрушенные остатки звезды, которая взорвалась как сверхновая, видимая в 1054 году нашей эры.

Когда ядро ​​массивной звезды коллапсирует, оно образует нейтронная звезда, или в случае сердечников, превышающих Предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова, а черная дыра. Через процесс, который до конца не изучен, некоторые из гравитационно потенциальная энергия высвобожденный этим разрушением ядра преобразуется в Тип Ib, Тип Ic или Тип II сверхновая звезда. Известно, что коллапс ядра вызывает массивный выброс нейтрино, как наблюдалось со сверхновой SN 1987A. Чрезвычайно энергичный нейтрино фрагментировать некоторые ядра; часть их энергии расходуется на высвобождение нуклоны, включая нейтроны, и часть их энергии превращается в тепло и кинетическая энергия, тем самым увеличивая ударная волна начался отскоком части падающего материала от обрушения активной зоны. 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 до (и, вероятно, выше) уран.[24] Хотя невзорвавшиеся красные гиганты могут производить значительные количества элементов тяжелее железа, используя нейтроны, высвобожденные в побочных реакциях ранее. ядерные реакции, содержание элементов тяжелее утюг (и, в частности, некоторых изотопов элементов, которые имеют несколько стабильных или долгоживущих изотопов), образующиеся в таких реакциях, сильно отличаются от тех, которые производятся в сверхновой. Ни одно изобилие не соответствует тому, что было найдено в Солнечная система, поэтому как сверхновые, так и выброс элементов из красных гигантов необходимы для объяснения наблюдаемого содержания тяжелых элементов и изотопы из них.

Энергия, передаваемая от схлопывания сердечника к отскакивающему материалу, не только генерирует тяжелые элементы, но и обеспечивает их ускорение далеко за пределы скорость убегания, вызывая сверхновую 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 материала.[25] 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.[26][27]

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 звезды. сверхновая, образованная коллапсом железного ядра.[28]

Самые массивные звезды, существующие сегодня, могут быть полностью уничтожены сверхновой с энергией, значительно превышающей ее. гравитационная энергия связи. Это редкое событие, вызванное парная нестабильность, не оставляет следов черной дыры.[29] В прошлой истории Вселенной некоторые звезды были даже больше, чем самая большая из существующих сегодня, и они немедленно схлопнулись бы в черную дыру в конце своей жизни из-за фотодезинтеграция.

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

Звездные остатки

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

Белые и черные карлики

Основные статьи: белый Гном и Черный карлик

Для звезды 1M☉белый карлик имеет размер около 0,6M☉, сжатый примерно до объема Земли. Белые карлики стабильны, потому что притяжение внутреннего притяжения уравновешивается давление вырождения электронов звезды, как следствие Принцип 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 горячее внутри. Он настолько горячий, что большая часть его энергии теряется в виде нейтрино в течение первых 10 миллионов лет своего существования, но потеряет большую часть своей энергии через миллиард лет.[30]

Химический состав белого карлика зависит от его массы. Загорится звезда в несколько солнечных масс углеродный синтез для образования 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 будет настолько сильным, чтобы взорвать звезду в виде сверхновой.[31] 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 создаст белый карлик, состоящий в основном из гелия.

В конце концов, все, что остается, - это холодная темная масса, которую иногда называют черный карлик. Однако вселенная еще недостаточно стара для существования каких-либо черных карликов.

Если масса белого карлика увеличивается выше Предел Чандрасекара, что составляет 1,4M☉ для белого карлика, состоящего в основном из углерода, кислорода, неона и / или магния, давление вырождения электронов не выполняется из-за захват электронов и звезда рушится. В зависимости от химического состава и температуры предварительного обрушения в центре это приведет либо к коллапсу в нейтронная звезда или безудержное воспламенение углерода и кислорода. Более тяжелые элементы способствуют продолжающемуся коллапсу ядра, потому что для их 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 Сверхновая типа Ia.[32] Эти сверхновые могут быть во много раз ярче, чем сверхновые типа II, знаменующие смерть массивной звезды, даже если последняя имеет большее общее выделение энергии. Эта нестабильность к коллапсу означает, что нет белого карлика массивнее примерно 1,4M☉ могут существовать (с возможным незначительным исключением для очень быстро вращающихся белых карликов, чьи центробежная сила за счет вращения частично противодействует весу их материи). Массообмен в бинарная система может привести к тому, что изначально стабильный белый карлик превзойдет предел Чандрасекара.

Если белый карлик образует тесную двойную систему с другой звездой, водород от более крупного компаньона может срастаться 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 новая звезда.

Нейтронные звезды

Основная статья: Нейтронная звезда
Ударная волна, напоминающая пузырьки, все еще распространяется после взрыва сверхновой звезды 15 000 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 ядро ​​звезды коллапсирует, давление заставляет электроны и протоны сливаться захват электронов. Без электронов, которые разделяют ядра, нейтроны схлопываются в плотный шар (в некотором роде, как гигантское атомное ядро) с тонким слоем покрывающего его слоя. дегенеративная материя (в основном железо, если позже не будут добавлены вещества другого состава). Нейтроны сопротивляются дальнейшему сжатию Принцип исключения Паули, аналогично давлению электронного вырождения, но более сильное.

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 сохранение углового момента ); наблюдаемые периоды вращения нейтронных звезд колеблются от 1,5 миллисекунд (более 600 оборотов в секунду) до нескольких секунд.[33] Когда магнитные полюса этих быстро вращающихся звезд совпадают с Землей, мы обнаруживаем импульс излучения на каждом обороте. Такие нейтронные звезды называют пульсары, и были первыми открытыми нейтронными звездами. Хотя электромагнитное излучение, регистрируемое пульсарами, чаще всего бывает в виде радиоволн, пульсары также обнаруживаются в видимом, рентгеновском и гамма-диапазонах длин волн.[34]

Черные дыры

Основная статья: Черная дыра

Если масса звездного остатка достаточно высока, давление нейтронного вырождения будет недостаточным для предотвращения коллапса ниже уровня Радиус Шварцшильда. Таким образом, звездный остаток становится черной дырой. Масса, при которой это происходит, точно не известна, но в настоящее время оценивается от 2 до 3.M☉.

Черные дыры предсказываются теорией общая теория 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. Решение этих неопределенностей требует анализа большего количества сверхновых и остатков сверхновых.

Модели

Звездная эволюционная модель - это математическая модель которые можно использовать для вычисления фаз эволюции звезды от момента ее образования до того, как она станет остатком. В качестве входных данных используются масса и химический состав звезды, а единственными ограничениями являются светимость и температура поверхности. 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, которую можно использовать для определения эволюционный путь звезды через Диаграмма Герцшпрунга – Рассела, наряду с другими развивающимися свойствами.[35] Точные модели могут быть использованы для оценки текущего возраста звезды путем сравнения ее физических свойств с характеристиками звезд на соответствующем эволюционном пути.[36]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Бертулани, Карлос А. (2013). Ядра в космосе. World Scientific. ISBN  978-981-4417-66-2.
  2. ^ а б Лафлин, Грегори; Боденхаймер, Питер; Адамс, Фред С. (1997). «Конец основного сюжета». Астрофизический журнал. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ ... 482..420л. Дои:10.1086/304125.
  3. ^ Прильник (2000 г., Глава 10)
  4. ^ "Миссия исследователя широкоугольного инфракрасного обзора". НАСА.
  5. ^ Majaess, Д. (2013). Обнаружение протозвезд и их хост-кластеров через WISE, АпСС, 344, 1 (Каталог VizieR )
  6. ^ «Рабочая группа по внесолнечным планетам: определение« планеты »"". Заявление о позиции МАС. 2003-02-28. Архивировано из оригинал 4 февраля 2012 г.. Получено 2012-05-30.
  7. ^ Прильник (2000 г., Рис. 8.19, с. 174)
  8. ^ «Почему самые маленькие звезды остаются маленькими». Небо и телескоп (22). Ноябрь 1997 г.
  9. ^ Adams, F.C .; П. Боденхаймер; Г. Лафлин (2005). «М-карлики: формирование планет и долгосрочная эволюция». Astronomische Nachrichten. 326 (10): 913–919. Bibcode:2005АН .... 326..913А. Дои:10.1002 / asna.200510440.
  10. ^ Lejeune, T; Шерер, Д. (2001). "База данных треков и изохрон женевской звездной эволюции для , HST-WFPC2, Фотометрические системы Женевы и Вашингтона ". Астрономия и астрофизика. 366 (2): 538–546. arXiv:astro-ph / 0011497. Bibcode:2001A & A ... 366..538L. Дои:10.1051/0004-6361:20000214.
  11. ^ Хансен, Кавалер и Тримбл (2004 г., стр. 55–56).
  12. ^ а б c Райан и Нортон (2010 г., п. 115)
  13. ^ Райан и Нортон (2010 г., п. 125)
  14. ^ а б Прильник (2000 г., п. 151)
  15. ^ Депре, Р. Г. (1996-11-01). "Пересмотр ядра гелиевой вспышки". Астрофизический журнал. 471 (1): 377–384. Bibcode:1996ApJ ... 471..377D. CiteSeerX  10.1.1.31.44. Дои:10.1086/177976.
  16. ^ Gratton, R.G .; Carretta, E .; Bragaglia, A .; Lucatello, S .; д'Орази, В. (2010). «Второй и третий параметры горизонтальной ветви шаровых скоплений». Астрономия и астрофизика. 517: A81. arXiv:1004.3862. Bibcode:2010A & A ... 517A..81G. Дои:10.1051/0004-6361/200912572.
  17. ^ Sackmann, I. -J .; Boothroyd, A.I .; Кремер, К. Э. (1993). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее». Астрофизический журнал. 418: 457. Bibcode:1993ApJ ... 418..457S. Дои:10.1086/173407.
  18. ^ ван Лун; Zijlstra; Уайтлок; Питер те Линтель Хеккерт; Чепмен; Сесиль Лу; Groenewegen; Воды; Трамваи (1998). "Затененные звезды асимптотической ветви гигантов в Магеллановых облаках IV. Углеродные звезды и звезды OH / IR" (PDF). Астрономия и астрофизика. 329 (1): 169–85. arXiv:Astro-ph / 9709119v1. Bibcode:1996МНРАС.279 ... 32З. CiteSeerX  10.1.1.389.3269. Дои:10.1093 / mnras / 279.1.32.
  19. ^ Хибер, У. (1991). "Атмосферы и изобилие голубых горизонтальных ветвей звезд и связанных с ними объектов". Эволюция звезд: связь обилия фотосферы: материалы 145-го симпозиума Международного астрономического союза. 145: 363. Bibcode:1991IAUS..145..363H.
  20. ^ Vanbeveren, D .; De Loore, C .; Ван Ренсберген, В. (1998). «Массивные звезды». Обзор астрономии и астрофизики. 9 (1–2): 63–152. Bibcode:1998A & ARv ... 9 ... 63В. Дои:10.1007 / s001590050015.
  21. ^ а б Jones, S .; Hirschi, R .; Nomoto, K .; Фишер, Т .; Timmes, F. X .; Herwig, F .; Paxton, B .; Toki, H .; Сузуки, Т .; Martínez-Pinedo, G .; Lam, Y. H .; Бертолли, М. Г. (2013). «Продвинутые стадии горения и судьба 8-10 миллионов звезд». Астрофизический журнал. 772 (2): 150. arXiv:1306.2030. Дои:10.1088 / 0004-637X / 772/2/150.
  22. ^ а б c Woosley, S.E .; Heger, A .; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики. 74 (4): 1015–1071. Bibcode:2002RvMP ... 74.1015 Вт. Дои:10.1103 / RevModPhys.74.1015.
  23. ^ Кеничи Номото (1987). «Эволюция 8–10 M☉ звезды в сторону сверхновых с захватом электронов. II - Обрушение ядра O + Ne + Mg ». Астрофизический журнал. 322: 206–214. Bibcode:1987ApJ ... 322..206N. Дои:10.1086/165716.
  24. ^ Как взрываются массивные звезды? В архиве 2003-06-27 на Wayback Machine
  25. ^ Роберт Бурас; и другие. (Июнь 2003 г.). «Моделирование сверхновых по-прежнему не поддается взрывам». Основные результаты исследований. Max-Planck-Institut für Astrophysik. Архивировано из оригинал на 2003-08-03.
  26. ^ Ахлувалия-Халилова, Д. В. (2004). "Приложение к: Генеральному отн. Грав. 28 (1996) 1161, эссе за первую премию за 1996 год: колебания нейтрино и сверхновые звезды". Общая теория относительности и гравитации. 36 (9): 2183–2187. arXiv:astro-ph / 0404055. Bibcode:2004GReGr..36.2183A. Дои:10.1023 / B: GERG.0000038633.96716.04.
  27. ^ Ян, Юэ; Кнеллер, Джеймс П. (2017). "Эффекты ОТО в превращениях ароматов нейтрино сверхновых". Физический обзор D. 96 (2): 023009. arXiv:1705.09723. Bibcode:2017ПхРвД..96б3009Г. Дои:10.1103 / PhysRevD.96.023009.
  28. ^ Э. П. Й. ван ден Хеувел (2004). "Рентгеновские двойные системы и их потомки: двойные радиопульсары; свидетельства трех классов нейтронных звезд?". Материалы 5-го семинара INTEGRAL по Вселенной INTEGRAL (ESA SP-552). 552: 185–194. arXiv:astro-ph / 0407451. Bibcode:2004ESASP.552..185V.
  29. ^ Парная нестабильность сверхновых и гиперновых., Николай Дж. Хаммер, (2003), по состоянию на 7 мая 2007 г. В архиве 8 июня 2012 г. Wayback Machine
  30. ^ Ископаемые звезды (1): Белые карлики
  31. ^ Кеничи Номото (1984). «Эволюция 8–10 M☉ звезды в сторону сверхновых с захватом электронов. I - Образование электронно-вырожденных остовов O + Ne + Mg ». Астрофизический журнал. 277: 791–805. Bibcode:1984ApJ ... 277..791N. Дои:10.1086/161749.
  32. ^ Кеничи Номото и Ёдзи Кондо (1991). «Условия аккреционного коллапса белых карликов». Астрофизический журнал. 367: L19 – L22. Bibcode:1991ApJ ... 367L..19N. Дои:10.1086/185922.
  33. ^ D'Amico, N .; Stappers, B.W .; Bailes, M .; Martin, C.E .; Bell, J. F .; Lyne, A. G .; Манчестер, Р. Н. (1998). "Обзор южных пульсаров Паркса - III. Время появления долгопериодических пульсаров". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 297 (1): 28–40. Bibcode:1998МНРАС.297 ... 28Д. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1998.01397.x.
  34. ^ Кортленд, Рэйчел (17 октября 2008 г.). «Пульсар, обнаруживаемый только гамма-волнами». Новый ученый. Архивировано из оригинал 2 апреля 2013 г.
  35. ^ Demarque, P .; Guenther, D. B .; Li, L.H .; Mazumdar, A .; Страка, К. В. (август 2008 г.). "YREC: Йельский код вращающейся звездной эволюции". Астрофизика и космическая наука. 316 (1–4): 31–41. arXiv:0710.4003. Bibcode:2008Ap и SS.316 ... 31D. Дои:10.1007 / s10509-007-9698-у. ISBN  9781402094408.
  36. ^ Райан и Нортон (2010 г.), п. 79, «Определение возраста по шкале времени сжигания водорода»)
  • 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

внешняя ссылка