Astronet > 1.2 Rol' poteri massy v evolyucii zvezdy

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Evolyucionnaya astrofizika

<< 1.1 Vyrozhdenie veshestva v 1.3 Svodka rezul'tatov evolyucii >>

Subsections

1.2.1 Zvezdnyi veter na glavnoi posledovatel'nosti
1.2.2 Zvezdnyi veter posle glavnoi posledovatel'nosti. Asimptoticheskaya vetv' gigantov i obrazovanie planetarnyh tumannostei

1.2 Rol' poteri massy v evolyucii zvezdy

Esli by massa zvezdy ostavalas' postoyannoi, massa Chandrasekara $\sim 1.2 M_\odot$ opredyala by granicu evolyucii malomassivnyh zvezd (dayushih v konechnom schete belye karliki) i zvezd, vyrozhdenie v kotoryh ne nastupaet i yadernoe gorenie proishodit do konca, to est' do obrazovaniya elementov zheleznogo pika. Odnako vtoroi (posle nachal'noi massy na glavnoi posledovatel'nosti) faktor evolyucii normal'nyh zvezd - potreya massy iz obolochki zvezdy. Est' neskol'ko prichin, privodyashih k etomu. Esli zvezda odinochnaya, to istechenie veshesvta iz obolochki (nazyvaemoe zvezdnym vetrom) svyazano s ispareniem zvezdnoi atmosfery i (osobenno v sluchae massivnyh zvezd rannih spektral'nyh klassov) peredachei impul'sa veshestvu davleniem izlucheniya. V tesnyh dvoinyh sistemah poyavlyaetsya vozmozhnost' ochen' effektivnoi poteri massy zvezdoi iz-za prilivnogo vozdeistviya sosednei komponenty. Vvidu vazhnyh osbennostei, evolyuciya dvoinyh zzvezd budet rassmotrena nizhe otdel'no, a zdes' my ostanovimsya tol'ko na poteri massy odinochnymi zvezdami.

1.2.1 Zvezdnyi veter na glavnoi posledovatel'nosti

Poterya massy zvezdnym vetrom ne ochen' vazhna dlya zvezd glavnoi posledovatel'nosti pozdnih spektral'nyh klassov iz-za ih nevysokoi svetimosti i maloi roli svetovogo davleniya i otnositel'no malyh radiusov (poryadka radiusa Solnca). Odnako zvezdy rannih spektral'nyh klassov (osobenno O i V) intensivno teryayut massu. Poterya massy zvezdami nablyudaetsya po zarakternym osobennostyam spektral'nyh linii v opticheskom i osobenno v UF-diapazone (profili tipa P Cyg - emissiya s absorbcionnoi detal'yu v sinem kryle) i po vzaimodeistviyu zvezdnogo vetra s okruzhayushei mezhzvezdnoi sredoi (kol'cevye tumannosti vokrug Of i WR-zvezd), obolochki i sverhobolochki vokrug OV-associyacii (sm. podrobnee v monografii T.A.Lozinskoi "Sverhnovye zvezdy i zvezdnyi veter. Vzaimodeistvie s gazom Galaktiki", M.:Nauka, 1986).

Osnovnaya prichina poteri massy zvezdnym vetrom - davlenie izlucheniya v spektral'nyh liniyah (napomnim, chto v rezonansnyh liniyah sechenie poglosheniya poryadka kvadrata razmera 1-i Borovskoi orbity atoma $\approx 10^{-18}$ sm²). Uskorenie gaza proishodit v rezul'tate peredachi impul'sa pri rezonansnom rasseyanii v sil'nyh UF-liniyah (Si IV (1394-1403 A), C IV (1548-1551 A), N V (1240 A) i dr.). Davlenie izlucheniya effektivno uskoryaet gaz, esli ego nachal'naya skorost' prevyshaet zvukovuyu. Skorost' zvezdnogo vetra $v_\infty$ opredelyaetsya po verhnei granice absorbcionnoi detali i dlya razlichnyh zvezd sostavlyaet ot neskol'kih soten do neskol'kih tysyach km/s. Empiricheski naideno, chto $v_\infty \approx 3v_p$ , gde $v_p=\sqrt{2GM/R}$ - parabolicheskaya skorost' na granice fotosfery zvezdy. Gorazdo trudnee opredelit' temp poteri massy. Iz uravneniya nerazryvnosti v sfericheski-simmetrichnom sluchae imeem

$\begin{displaymath} \dot M = 4\pi R^2 \rho(R) v(R) \end{displaymath}$

(8)

gde $\rho(R)$ - plotnost' i v(R) - skorost' vetra na rasstoyanii R ot centra zvezdy. Izmenenie skorost i s rasstoyaniem nahoditsya iz nablyudeniya linii raznyh elementov, a vot izmenenie plotnosti opredelit' slozhnee. Dlya etogo trebuetsya zadanie modeli atmosfery zvezdy, himicheskogo sostava i stepeni ionizacii i drugih ploho opredelennyh parametrov.

Bolee nadezhnyi sposob neposredstvennogo opredeleniya $\dot M$ po nablyudeniyu svobodno-svobodnogo izlucheniya istekayushei atmosfery v IK i radiodiapazone, v kotoryh veliko pogloshenie i sloi, sootvetstvuyushii edinichnoi opticheskoi tolshe $\tau=1$ , lezhit v oblasti vetra. Izmeryaya radiopotok na fiksirovannoi chastote i ocenivaya rasstoyanie do zvezdy drugimi metodami, mozhno poluchit' ocenku na $\dot M$ . Tak byli opredeleny tempy poteri massy dlya mnogih zvezd WR i OV-sverhgigantov. Imenno eti zvezdy naibolee intensivno teryayut massu: $\dot M\sim 10^{-5}-10^{-4}$ M $_\odot$ /god.

Zavisimost' tempa poteri massy O-zvezdami, neploho opisyvayushaya nablyudaemuyu situaciyu, mozhet byt' predstavlena v forme Garmani (est' i drugie priblizheniya):

$\begin{displaymath} \lg \left(\frac{\dot M}{M_\odot/\hbox{god}}\right) = -7.15+1.73\lg \left(\frac{L}{10^5 L_\odot}\right) \end{displaymath}$

(9)

Ochevidno, temp poteri massy dolzhen byt' kak minimum proporcionalen UF-svetimosti (pri rezonansnom rasseyanii UF-kvantov peredannyi impul's L/c idet na uskorenie gaza do skorosti $v_\infty$ : $\dot M \propto L/(cv_\infty)$ ; esli pri mnogokratnom rasseyanii foton peredaet chast' svoei energii, $\dot M \propto L/v_\infty^2$ ). Ochevidno, vvidu mnozhestva ploho izvestnyh parametrov vetra (flyuktuacii plotnosti, stepen' ionizacii, himsostav, nesimmetrichnost', neizbezhnye magnitnye polya i t.d.) trudno dat' odnoznachnoe teoreticheskoe predskazanie tempa poteri massy zvezdoi, i eto obstoyatel'stvo yavlyaetsya odnoi iz vazhneishih neopredelennostei teorii zvezdnoi evolyucii.

Empiricheski naidennyi temp poteri massy molodymi massivnymi zvezdami $\sim 10^{-5}-10^{-6} M_\odot$ /god svidetel'stvuet o bol'shoi vazhnosti ucheta zvezdnogo vetra uzhe na stadii glavnoi posledovatel'nosti, tak kak pri takoi vysokoi intensivnosti istecheniya zvezdnogo vetra zvezda mozhet poteryat' ot 10 do 50 procentov svoei pervonachal'noi massy. Bolee podrobno sm. monografiyu K. De Yagera "Zvezdy naibol'shei svetimosti", M.:Mir, 1984).

1.2.2 Zvezdnyi veter posle glavnoi posledovatel'nosti. Asimptoticheskaya vetv' gigantov i obrazovanie planetarnyh tumannostei

Zvezdnyi veter yavlyaetsya sushestvennym i v ryade sluchaev opredelyayushim faktorom evolyucii zvezd posle glavnoi posledovatel'nosti. Eto svyazano s tem, chto na stadii krasnogo giganta radius zvezdy dostigaet neskol'kih tysyach i bolee radiusov Solnca i parabolicheskaya skorost' snizhaetsya do 10 km/s. Pri etom temp poteri massy ot massivnyh holodnyh zvezd-krasnyh gigantov i sverhgigantov mozhet dostigat' $10^{-6}\,M_\odot$ /god. Eto nizhe, chem u goryachih massivnyh zvezd, no plotnost' veshestva vetra velika iz-za maloi skorosti. Osnovnoi mehanizm vetra v etom sluchae - gidrodinamicheskoe istechenie atmosfery v mezhzvezdnuyu sredu. Energiya dlya istecheniya atmosfer zvezd pozdnih spektral'nyh vozmozhno, cherpaetsya za schet razlichnyh MGD-neustoichivostei i zatuhaniya volnovyh vozmushenii vo vneshnei atmosfere. Sushestvennym takzhe okazyvaetsya davlenie izlucheniya na pylevye chasticy holodnoi zvezdnoi atmosfery i makroturbulentnye dvizheniya v hromosfere.

Evolyucionno vazhnyi sluchai - poterya massy zvezdami na asimptoticheskoi vetvi gigantov. Na asimptoticheskuyu vetv' gigantov na diagramme Gercshprunga-Ressela popadayut zvezdy s massoi ot $\sim 3$ do $\sim 8-10$ mass Solnca posle stadii nevyrozhdennogo goreniya geliya v uglerod i ugleroda v kislorod. Svetimost' obuslovlena vodorodnym i gelievym sloevym istochnikoi, okruzhayushim vyrozhdennoe SO-yadro. Bol'shoi gradient temperatury v obolochke privodit k intensivnoi konvekcii (obshee svoistvo dlya vseh stadii so sloevymi istochnikami). Gorenie vodorodnogo i gelievogo sloevogo istochnika podverzheno teplovoi neustoichivosti. Deistvitel'no, gorenie vodoroda vo vneshnem sloevom istochnike soprovozhdaetsya szhatiem i chastichnym vyrozhdeniem nizhelezhashih sloev geliya, chto privodit k uskoreniyu termoyadernogo goreniya v gelievom sloevom istochnike na granice s vyrozhdennym SO-yadrom. Pri etom sloevye istochniki rasshiryayutsya, temperatura i plotnost' v nih padayut, i temp generacii energii umen'shaetsya. Sloi podzhimayutsya, i process povtoryaetsya. Takoe neustoichivoe gorenie privodit k periodicheskoi podkachke energii vo vneshnyuyu obolochku i v konechnom schete k ee intensivnomu istecheniyu (do $10^{-4}\, M_\odot$ /god). Yarkii predstavitel' zvezd na asimptoticheskoi vetvi gigantov - dolgoperiodicheskie nepravil'nye peremennye tipa Miry Kita. Na etoi stadii fakticheski proishodit formirovanie planetarnoi tumannosti vokrug goryachego vyrozhdennogo yadra - budushego belogo karlika.

<< 1.1 Vyrozhdenie veshestva v 1.3 Svodka rezul'tatov evolyucii >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: astrofizika - Evolyuciya zvezd - kvazary - Kosmologiya Publikacii so slovami: astrofizika - Evolyuciya zvezd - kvazary - Kosmologiya
Sm. takzhe: Pererabotka veshestva v Kassiopee A Kvazar v rannei Vselennoi Razlozhenie dalekogo sveta Formirovanie galaktik v magnitnoi Vselennoi NGC 7789: Roza Karoliny Chetyre izobrazheniya kvazara vokrug galaktiki-linzy "Effekty" Zel'dovicha, zapechatlennye na nashem nebe Vse publikacii na tu zhe temu >>

Mneniya chitatelei [4]

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce