Знаймо

Додати знання

приховати рекламу

Цей текст може містити помилки.

Зоряна еволюція



План:


Введення

Зоряна еволюція в астрономії - послідовність змін, яким зірка піддається протягом її життя, тобто протягом сотень тисяч, мільйонів або мільярдів років, поки вона випромінює світло і тепло. Протягом таких колосальних проміжків часу зміни виявляються досить значними.

Зірка починає своє життя як холодне розріджений хмара міжзоряного газу, стискається під дією власного тяжіння і поступово набирає форму кулі. При стисненні енергія гравітації переходить в тепло, і температура об'єкта зростає. Коли температура в центрі сягає 15-20 мільйонів До, починаються термоядерні реакції і стиснення припиняється. Об'єкт стає повноцінною зіркою. Перша стадія життя зірки подібна сонячної - в ній домінують реакції водневого циклу [1]. У такому стані він перебуває більшу частину свого життя, перебуваючи на головної послідовності діаграми Герцшпрунга - Расселла, поки не закінчаться запаси палива в його ядрі. Коли в центрі зірки весь водень перетворюється в гелій, утворюється гелиевое ядро, а термоядерне горіння водню продовжується на його периферії.

У цей період структура зірки починає змінюватися. Її світність росте, зовнішні шари розширюються, а температура поверхні знижується - зірка стає червоним гігантом, які утворюють гілку на діаграмі Герцшпрунга-Рассела. На цій гілці зірка проводить значно менше часу, ніж на головній послідовності. Коли накопичена маса гелієвого ядра стає значною, воно не витримує власної ваги і починає стискатися, якщо зірка досить масивна, зростаюча при цьому температура може викликати подальше термоядерное перетворення гелію в більш важкі елементи (гелій - у вуглець, вуглець - в кисень, кисень - в кремній, і нарешті - кремній в залізо).

Вивчення зоряної еволюції неможливо спостереженням лише за однією зіркою - багато змін в зірках протікають надто повільно, щоб бути поміченими навіть через багато століть. Тому вчені вивчають безліч зірок, кожна з якої знаходиться на певній стадії життєвого циклу. За останні кілька десятиліть широке поширення в астрофізиці отримало моделювання структури зірок з використанням обчислювальної техніки.

Еволюція зірки класу G на прикладі Сонця

1. Термоядерний синтез в надрах зірок

До 1939 було встановлено, що джерелом зоряної енергії є що відбувається в надрах зірок термоядерний синтез [2]. Більшість зірок випромінюють тому, що в їх надрах чотири протона з'єднуються через ряд проміжних етапів в одну альфа-частинку. Це перетворення може йти двома основними шляхами, званими протон-протонним, або pp-циклом, і вуглецево-азотним, або CN-циклом. У маломасивні зірках енерговиділення в основному забезпечується першим циклом, у важких - другим. Запас ядерного палива в зірці обмежений і постійно витрачається на випромінювання. Процес термоядерного синтезу, що виділяє енергію і змінює склад речовини зірки, в поєднанні з гравітацією, яка прагне стиснути зірку і теж вивільняє енергію, а також з випромінюванням з поверхні, що забирають виділяється енергію, є основними рушійними силами зоряної еволюції.


2. Народження зірок

NGC 604, величезна звездообразующая туманність в Галактиці Трикутника

Еволюція зірки починається в гігантському молекулярній хмарі, також званому зоряної колискою. Велика частина "порожнього" простору в галактиці насправді містить від 0,1 до 1 молекули на см . Молекулярне хмара ж має щільність близько мільйона молекул на см . Маса такого хмари перевищує масу Сонця в 100 000-10 000 000 разів завдяки своєму розміру: від 50 до 300 світлових років в поперечнику.

Поки хмара вільно обертається навколо центру галактики рідний, нічого не відбувається. Проте через неоднорідність гравітаційного поля в ньому можуть виникнути обурення, призводять до локальних концентрацій маси. Такі обурення викликають гравітаційний колапс хмари. Один із сценаріїв, що призводять до цього - зіткнення двох хмар. Іншим подією, що викликає колапс, може бути проходженням хмари через щільний рукав спіральної галактики. Також критичним фактором може стати вибух прилеглої наднової зірки, ударна хвиля якого зіткнеться з молекулярним хмарою на величезній швидкості. Крім того, можливе зіткнення галактик, здатне викликати сплеск зореутворення, в міру того, як газові хмари в кожній з галактик стискаються в результаті зіткнення. Загалом, будь-які неоднорідності в силах, що діють на масу хмари, можуть ініціювати процес утворення зірки.

З-за виниклих неоднорідностей тиск молекулярного газу більше не може перешкоджати подальшому стисненню, і газ починає під дією сил гравітаційного тяжіння збиратися навколо центру майбутньої зірки, в масштабі часу: t_ {ff} \ simeq \ frac {1} {\ sqrt {G \ rho}} Приміром, для Сонця t f f = 5 * 10 7 років.

За теоремою Віріа половина вивільняється гравітаційної енергії йде на нагрів хмари, а половина - на світлове випромінювання. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В конце концов градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим, глобула непрозрачна в оптическом диапазоне. Дальнейшая эволюция протозвезды - это аккреция продолжающего падать на "поверхность" ядра вещества, которое за счет этого растет в размерах. В конце концов масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды.

Вышеописанный сценарий правомерен только в случае, если молекулярное облако не вращается, однако все они в той или иной мере обладают вращательным моментом. Згідно закону сохранения импульса, по мере уменьшения размера облака растёт его скорость вращения, и в определенный момент вещество перестает вращаться как одно тело и разделяется на слои, продолжающие коллапсировать независимо друг от друга. Число и массы этих слоев зависят от начальных массы и скорости вращения молекулярного облака. В зависимости от этих параметров формируются различные системы небесных тел: звёздные скопления, двойные звёзды, звёзды с экзопланетами.


3. Молодые звёзды

Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии развития звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце звёздной эволюции свою роль может сыграть химический состав.

3.1. Молодые звёзды малой массы

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны; процесс конвекции охватывает все области светила. Это ещё по сути протозвёзды, в центре которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. Пока гидростатическое равновесие ещё не установлено, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела такие звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый треком Хаяши. По мере замедления сжатия молодая звезда приближается к главной последовательности. Объекты такого типа ассоциируются со звёздами типа T Тельца.

В это время у звёзд массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим, поскольку конвекция все больше затрудняется всё большим уплотнением вещества, во внешних же слоях превалирует конвективный перенос энергии.

О том, какими характеристиками в момент попадания на главную последовательность обладают звёзды меньшей массы, достоверно неизвестно, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной. Все представления об эволюции этих звёзд базируются только на численных расчётах и математическом моделировании.

По мере сжатия звезды начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и при достижении определенного радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста центральной температуры, вызываемого сжатием, а затем и к ее понижению. Для звёзд меньше 0,0767 [3] масс Солнца этого не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и гравитационное сжатие. Такие "недозвёзды" излучают энергии больше, чем образуется в ходе ядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам; их судьба - это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся ядерных реакций.


3.2. Молодые звёзды промежуточной массы

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербита неправильными переменными спектрального типа B-F5. У них также наблюдаются диски и биполярные джеты. Скорость истечения, светимость и эффективная температура существенно больше, чем для T Тельца, поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.


3.3. Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

Звезды с такой массой уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и достичь такой скорости ядерных реакций, чтобы они компенсировали потери энергии на излучение, пока накапливалась масса гидростатического ядра. У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают коллапсирование еще не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, отталкивает их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд больше чем 100-200 масс Солнца.


4. Середина жизненного цикла звезды

Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. За спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе - от 0,0767 [3] до более чем 200 солнечных масс [4]. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все новые звёзды "занимают своё место" на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь идёт не о физическом перемещении звезды - только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. Фактически, перемещение звезды по диаграмме отвечает лишь изменению параметров звезды.

Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования.

Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Звёзды в созвездии Стрельца (вид с Земли на центр галактики Млечный путь)

5. Зрелость

По прошествии определенного времени - от миллиона до десятков миллиардов лет, в зависимости от начальной массы - звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.

Без давления, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего собственное гравитационное притяжение звезды, звезда снова начинает сжатие, как уже было раньше, в процессе ее формирования. Температура и давление снова повышаются, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Возобновившееся на новом уровне термоядерное горение вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда "разрыхляется", и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.

То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.


6. Поздние годы и гибель звёзд

6.1. Старые звёзды с малой массой

На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик.

Звезды с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода - их масса слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия до той степени, которая инициирует "возгорание" гелия. К таким звёздам относятся красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет [5]. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.


6.2. Звёзды среднего размера

Туманность Кошачий Глаз - планетарная туманность, сформировавшаяся после гибели звезды, по массе приблизительно равной солнечной

При досягненні зіркою середньої величини (від 0,4 до 3,4 сонячних мас) фази червоного гіганта в її ядрі закінчується водень і починаються реакції синтезу вуглецю з гелію. Цей процес іде при більш високих температурах і тому потік енергії від ядра збільшується, що приводить до того, що зовнішні шари зірки починають розширюватися. Розпочатий синтез вуглецю знаменує новий етап у житті зірки і продовжується якийсь час. Для зірки за розміром схожої із Сонцем, цей процес може зайняти близько мільярда років.

Зміни у величині испускаемой енергії змушують зірку пройти через періоди нестабільності, що включають в себе зміни в розмірі, температурі поверхні і випуску енергії. Випуск енергії зміщується в бік низькочастотного випромінювання. Все це супроводжується наростаючою втратою маси внаслідок сильних зоряних вітрів та інтенсивних пульсацій. Зірки, що знаходяться в цій фазі, отримали назву зірочок пізнього типу, OH-IR зірок або Світу-подібних зірок, в залежності від їх точних характеристик. Викиди газ щодо багатий важкими елементами, виробленими в надрах зірки, такими як кисень і вуглець. Газ утворює розширюється оболонку і охолоджується в міру віддалення від зірки, роблячи можливим утворення частинок пилу і молекул. При сильному інфрачервоному випромінюванні центральної зірки в таких оболонках формуються ідеальні умови для активізації мазеров.

Реакції спалювання гелію дуже чутливі до температури. Іноді це призводить до великої нестабільності. Виникають сильні пульсації, які в кінцевому підсумку повідомляють зовнішніх шарах достатня прискорення, щоб бути скинутими і перетворитися на планетарну туманність. У центрі туманності залишається оголене ядро ​​зірки, в якому припиняються термоядерні реакції, і воно, остигаючи, перетворюється в гелієвий білий карлик, як правило, має масу до 0,5-0,6 сонячних і діаметр близько діаметра Землі.


6.2.1. Білі карлики

Незабаром після гелієвої спалаху "спалахують" вуглець і кисень; кожна з цих подій викликає серйозну перебудову зірки та її швидке переміщення по діаграмі Герцшпрунга - Рассела. Розмір атмосфери зірки збільшується ще більше, і вона починає інтенсивно втрачати газ у вигляді розлітаються потоків зоряного вітру. Доля центральній частині зірки повністю залежить від її початкової маси: ядро ​​зірки може закінчити свою еволюцію як білий карлик (маломасивні зірки); в разі, якщо її маса на пізніх стадіях еволюції перевищує межа Чандрасекара - як нейтронна зірка ( пульсар), якщо ж маса перевищує межа Оппенгеймера - Волкова - як чорна діра. У двох останніх випадках завершення еволюції зірок супроводжується катастрофічними подіями - спалахами наднових.

Переважна більшість зірок, і Сонце в тому числі, закінчують еволюцію, стискаючись до тих пір, поки тиск вироджених електронів не врівноважить гравітацію. У цьому стані, коли розмір зірки зменшується в сотню разів, а щільність стає в мільйон разів більша за густину води, зірку називають білим карликом. Вона позбавлена ​​джерел енергії і, поступово остигаючи, стає темною і невидимою.

У зірок більш масивних, ніж Сонце, тиск вироджених електронів не може зупинити подальше стиснення ядра, і електрони починають "вдавлюватися" в атомні ядра, що призводить до перетворення протонів в нейтрони, між якими не існує сил електростатичного відштовхування. Така нейтронізація речовини призводить до того, що розмір зірки, яка, фактично, представляє тепер одне величезне атомне ядро, вимірюється кількома кілометрами, а щільність в 100 млн разів перевищує щільність води. Такий об'єкт називають нейтронної зіркою, його рівновага підтримується тиском виродженого нейтронного речовини.


6.3. Надмасивні зірки

Крабоподібна туманність, що розлітаються залишки вибуху наднової, що стався майже 1000 років тому

Після того, як зірка з масою більшою, ніж п'ять сонячних, входить в стадію червоного надгіганта, її ядро під дією сил гравітації починає стискатися. У міру стиснення збільшуються температура і щільність, і починається нова послідовність термоядерних реакцій. В таких реакціях синтезуються все більш важкі елементи: гелій, вуглець, кисень, кремній і залізо, що тимчасово стримує колапс ядра.

Зрештою, у міру освіти все більш важких елементів періодичної системи, з кремнію синтезується залізо-56. На цьому етапі подальший термоядерний синтез стає неможливий оскільки ядро ​​заліза-56 має максимальний дефектом маси та освіта важчих ядер з виділенням енергії неможливо. Тому коли залізне ядро ​​зірки досягає певного розміру, то тиск у ньому вже не в змозі протистояти тяжкості зовнішніх шарів зірки, і відбувається негайний колапс ядра з нейтронізаціей його речовини.

Те що відбувається надалі, поки неясно до кінця, але, в будь-якому випадку, відбуваються процеси в лічені секунди призводять до вибуху наднової зірки неймовірної сили.

Супутній цьому сплеск нейтрино провокує ударну хвилю . Сильні струменя нейтрино і обертове магнітне поле виштовхують більшу частину накопиченого зіркою матеріалу - так звані рассадочние елементи, включаючи залізо і легші елементи. Полова матерія бомбардується виривається з ядра нейтронами, захоплюючи їх і тим самим створюючи набір елементів важче за залізо, включаючи радіоактивні, аж до урану (а можливо, навіть до каліфорнія). Таким чином, вибухи наднових пояснюють наявність в міжзоряному речовині елементів важче за залізо, що, однак, не є єдино можливим способом їх утворення, наприклад це демонструють технеціевие зірки.

Вибухова хвиля і струменя нейтрино забирають речовина геть від вмираючої зірки в міжзоряний простір. У подальшому, остигаючи і переміщаючись по космосу, цей матеріал наднової може зіткнутися з іншим космічним "сміттям", і можливо, брати участь в утворенні нових зірок, планет або супутників.

Процеси, що протікають при утворенні наднової, до цих пір вивчаються, і поки в цьому питанні немає ясності. Також під питанням залишається момент, що ж насправді залишається від початкової зірки. Тим не менш, розглядаються два варіанти: нейтронні зірки і чорні діри.


6.3.1. Нейтронні зірки

Відомо, що в деяких наднових сильна гравітація в надрах надгіганта змушує електрони поглинутися атомним ядром, де вони, зливаючись з протонами, утворюють нейтрони. Цей процес називається нейтронізаціей. Електромагнітні сили, що розділяють сусідні ядра, зникають. Ядро зірки тепер представляє собою щільну кулю з атомних ядер та окремих нейтронів.

Такі зірки, відомі, як нейтронні зірки, надзвичайно малі - не більше розміру великого міста, і мають неймовірно високу щільність. Період їх обігу стає надзвичайно малий в міру зменшення розміру зірки (завдяки збереженню моменту імпульсу). Деякі роблять 600 обертів на секунду. У деяких з них кут між вектором випромінювання і віссю обертання може бути таким, що Земля потрапляє в конус утворений цим випромінюванням; в цьому випадку можна зафіксувати імпульс випромінювання, що повторюється через проміжки часу, рівні періоду обертання зірки. Такі нейтронні зірки отримали назву " пульсари ", і стали першими відкритими нейтронними зірками.


6.3.2. Чорні діри

Далеко не всі наднові стають нейтронними зірками. Якщо зірка володіє достатньо великою масою, то колапс зірки продовжиться і самі нейтрони почнуть критикувати всередину, поки її радіус не стане менше Шварцшільдовского. Після цього зірка стає чорною дірою.

Існування чорних дірок було передбачене загальною теорією відносності. Відповідно до цієї теорії, матерія і інформація не може залишати чорну діру ні за яких умов. Тим не менш, квантова механіка, ймовірно, робить можливими виключення з цього правила.

Залишається ряд відкритих питань. Головний серед них: "А чи є чорні діри взагалі?". Адже щоб сказати точно, що даний об'єкт - це чорна діра, необхідно спостерігати його горизонт подій. Це неможливо суто з визначення горизонту, але за допомогою радіоінтерферометрії з наддовгих базою можна визначити метрику поблизу об'єкта, а також зафіксувати швидку, мілісекунд змінність. Ці властивості, що спостерігаються у одного об'єкта, повинні остаточно довести існування чорних дір.

На даний момент існують тільки непрямі спостереження. Так, спостерігаючи світність ядер активних галактик, можна оцінити масу об'єкта, на який відбувається акреція. Також масу об'єкта можна оцінити по кривій обертання галактики або щодо частоти звернень близьких до об'єкта зірок, використовуючи теорему Віріа. Для багатьох галактик маса центру виявляється занадто великою для будь-якого об'єкта, крім чорної діри. Є об'єкти з явною акреції речовини на них, але при цьому не спостерігається специфічного випромінювання, викликаного ударною хвилею. З цього можна зробити висновок, що акреція не зупиняється твердою поверхнею зірки, а просто йде в області дуже високого червоного зсуву, де згідно з сучасними уявленнями ( 2009) ніякої стаціонарний об'єкт, крім чорної діри, неможливий.

Також відкриті питання: чи можливий колапс зірки безпосередньо в чорну діру, минаючи наднову? Чи існують наднові, які згодом стануть чорними дірами? Яке точне вплив початкової маси зірки на формування об'єктів в кінці її життєвого циклу?


Примітки

  1. Інститут фізики ім. Киренського СО РАН | Будова й еволюція всесвіту - www.kirensky.ru/master/pconcept/mcpr10.htm
  2. Шкловський І. С. Зірки: їх народження, життя і смерть - М .: Наука, Головна редакція фізико-математичної літератури, 1984. - 384 с.
  3. 1 2 Fred C. Adams AND Gregory Laughlin A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects - arxiv.org/abs/astro-ph/9701131v1 (1996). - С. 5. (Англ.)
  4. Виявлена ​​зірка масою 300 сонячних - www.eso.org/public/news/eso1030/ (Англ.) .
  5. Fred C. Adams AND Gregory Laughlin A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects - arxiv.org/abs/astro-ph/9701131v1 (1996). (Англ.) (Див. С. 5. - Формула (2.1a): _ {\ Tau_ \ ast = 10 ^ {10} yr \ left [{M_ \ ast \ over 1M_ \ odot} \ right] ^ {- \ alpha}} , Де для зірок малої маси береться значення α ≈ 3 - 4.)

Цей текст може містити помилки.

Схожі роботи | скачати

Схожі роботи:
Еволюція
Молекулярна еволюція
Еволюція птахів
Еволюція китоподібних
Хімічна еволюція
Еволюція птахів
Соціальна еволюція
Конвергентна еволюція
© Усі права захищені
написати до нас