Астронет > 1 Эволюция звезд после главной последовательности.

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

Эволюционная астрофизика

1 Эволюция звезд после главной последовательности.

Горение водорода - самая длительная стадия в жизни звезды, что связано с начальным большим обилием водрода (70 $\%$ по массе) и большой калорийностью ( $\sim 0.007 mc^2$ ) превращения водорода в гелий, что составляет около 70 $\%$ энергии, получаемой в цепочке последовательных термоядерных превращений водорода в элемент c наибольшей энергией связи на нуклон Fe⁵⁶₂₆ ( $\sim 8.6$ МэВ/нуклон). Фотонная светимость звезд на главной последовательности, где горит водород, как правило меньше, чем на последующих стадиях эволюции ¹, а их нейтринная свтимость значительно меньше, т.к. центральные температуры не превышают $\sim 4\times 10^7$ K. Поэтому большая часть звезд в Галактике и во Вселенной являются звездами главной последовательности.

После окончания горения водорода в ядре звезда отходит вправо от главной последовательности на диаграмме эффективная температура - светимость (диаграмма Герцшпрунга-Рессела), ее эффективная температура уменьшается, и звезда перемещается в область красных гигантов. Это связано с конвективным переносом энергии от слоевого водородного источника, располагающегося непосредственно вблизи гелиевого ядра. В самом ядре температура из-за гравитационного сжатия постепенно повышается, и при температуре $T_c\sim 2-3\times 10^7$ и плотности $\rho_c\sim 10^3-10^4$ г/см³ начинается горение гелия. (Замечание: так как в природе нет устойчивых элементов с атомными номерами 5 и 8, невозможна реакция $He^4+p\to {\ldots}^5+...$ , а бериллий-8 распадается на 2 альфа-частицы $He^4+He^4\to Li^8\to Be^8+e^-+\nu_e; \quad Be^8\to 2 He^4\,(3\times 10^{-16})$ c).

Выделение энергии на грамм при горении гелия примерно на порядок меньше, чем при горении водорода. Поэтому время жизни и число звезд на этой стадии эволюции значительно меньше, чем звезд главной последовательности. Но благодаря высокой светимости (стадия красного гиганта или сверхгиганта) эти звезды хорошо изучены.

Наиболее важная реакция - $3\alpha$ - процесс: $3He^4\to C^{12}$ Энергия суммы трех альфа-частиц на 7.28 МэВ превышает энергию покоя ядра углерода-12. Поэтому чтобы реакция эффективно шла, нужен ``подходящий'' энергетический уровень ядра углерода-12. Такой уровень (с энергией 7.656 МэВ) у ядра C¹² имеется², поэтому 3 $\alpha$ -реакция в звездах носит резонансный характер и поэтому идет с достаточной скоростью. Две альфа-частицы образуют короткоживущее ядро Be⁸: $He^4+He^4\leftrightarrows Be^8$ . Время жизни Be⁸ около 10^-16 c, но есть вероятность присоединения еще одной альфа-частицы с образованеим возбужденного ядра углерода-12: $Be^8+He^4\leftrightarrows C^{12(*)}$ . Возбуждение снимается рождением пары, а не фотоном, т.к. фотонный переход с этого уровня запрещен правилами отбора $\Delta s=0$ : $C^{12*}\to C^{12}+e^++e^-$ . Заметим, что образующийся атом ¹²C^* в основном сразу же "разваливается" на Be и He и в конечном счете на 3 альфа-частицы, и только в одном случае из 2500 происходит переход на основной уровень с выделением 7.65 МэВ энергии, уносимой e⁺e^- парой.

Скорость дальнейшей реакции

$\begin{displaymath} He^4+C^{12}\to O^{16} + 7.16\,\hbox{МэВ} \end{displaymath}$

(1)

сильно зависит от температуры (определяемой массой звезды), поэтому окончательный результат горения гелия в массивных звездах - образование углеродного, углоеродно-кислородного или чисто кислородного ядра.

На последующих стадиях эволюции массивных звезд в центральных областях звезды при высоких температурах происходят реакции непосредственного слияния тяжелых ядер. Энерговыделение в реакциях горения C¹², O¹⁶, Ne²⁰, Mg²⁴, Si²⁸ сравнимо с энерговыделением в $3\alpha$ -реакции, однако мощное нейтринное излучение из-за высокой температуры ( $\sim 2\times 10^9$ K) делает время жизни звезды на этих стадиях много меньше, чем время горения гелия. Вероятность обнаружения таких звезд крайне мала, и в настоящее время нет ни ни одного уверенного отождествления звезды в спокойном состоянии, выделяющей энергию за счет горения C¹² или более тяжелых элементов.

Subsections

<< L1 1.1 Вырождение вещества в >>

Публикации с ключевыми словами: астрофизика - Эволюция звезд - квазары - Космология
Публикации со словами: астрофизика - Эволюция звезд - квазары - Космология

См. также:

Переработка вещества в Кассиопее А

Квазар в ранней Вселенной

Разложение далекого света

Формирование галактик в магнитной Вселенной

NGC 7789: Роза Каролины

Четыре изображения квазара вокруг галактики-линзы

"Эффекты" Зельдовича, запечатлённые на нашем небе

Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [4]

Версия для печати

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце