Astronet > Evolyuciya zvezd

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

Evolyuciya zvezd

1. Vvedenie
2. Obrazovanie zvezd, stadiya gravitacionnogo szhatiya
3. Evolyuciya na osnove yadernyh reakcii
4. Konechnye stadii evolyucii

1. Vvedenie

Evolyuciya zvezd - izmenenie fiz. harakteristik, vnutr. stroeniya i him. sostava zvezd so vremenem. Vazhneishie zadachi teorii E.z. - ob'yasnenie obrazovaniya zvezd, izmeneniya ih nablyudaemyh harakteristik, issledovanie geneticheskoi svyazi razlichnyh grupp zvezd, analiz ih konechnyh sostoyanii.

Poskol'ku v izvestnoi nam chasti Vselennoi ok. 98-99% massy nablyudaemogo veshestva soderzhitsya v zvezdah ili proshlo stadiyu zvezd, ob'yasnenie E.z. yavl. odnoi iz naibolee vazhnyh problem astrofiziki.

Zvezda v staycionarnom sostoyanii - eto gazovyi shar, k-ryi nahoditsya v gidrostatich. i teplovom ravnovesii (t.e. deistvie sil tyagoteniya uravnoveshino vnutr. davleniem, a poteri energii na izluchenie kompensiruyutsya energiei, vydelyayusheisya v nedrah zvezdy, sm. Zvezdy). "Rozhdenie" zvezdy - eto obrazovanie gidrostaticheski ravnovesnogo ob'ekta, izluchenie k-rogo podderzhivayutsya za schet sobst. istochnikov energii. "Smert'" zvezdy - neobratimoe narushenie ravnovesiya, vedushee k razrusheniyu zvezdy ili k ee katastrofich. szhatiyu.

Dlya ponimaniya E.z. principial'noe znachenie imeet vopros ob istochnikah ih energii. Poteri energii na izluchenie s poverhnosti mogut vospolnyatsya za schet ohlazhdeniya nedr, vydeleniya gravitac. potencial'noi energii pri szhatii i yadernyh reakcii. Ohlazhdenie i gravitac. szhatie sposobny, napr., podderzhivat' svetimost' Solnca (massa ${\mathfrak M}_\odot=1,99\cdot 10^{33}$ g, svetimost' $L_\odot=3,86\cdot 10^{33}$ erg/s) v techenie ~ 10⁷ let, zvezdy s massoi 30 ${\mathfrak M}_\odot$ i $L=10^5 L_\odot$ - v techenie ~ 10⁵ let, a yadernye reakcii sootvetstvenno ~ 10¹⁰ i ~ 10⁶ let. Geologich. dannye svidetel'stvuyut o tom, chto svetimost' Solnca byla prakticheski neizmennoi v techenie ~ 10⁹ let. Otsyuda sleduet, chto osn. istochnikom energii mogut byt' tol'ko yadernye reakcii.

Vydelenie gravitac. energii mozhet igrat' opredelyayushuyu rol' lish' togda, kogda temp-ra nedr zvezdy nedostatochna dlya togo, chtoby yadernoe energovydelenie moglo kompensirovat' poteri energii, i zvezda v celom ili ee chast' dolzhna szhimat'sya dlya podderzhaniya ravnovesiya. Vysvechivanie teplovoi energii stanovitsya vazhnym lish' posle ischerpaniya zapasov yadernoi energii. T.o., E.z. mozhno predstavit' kak posledovatel'nuyu smenu istochnikov energii zvezd.

Harakternoe vremya E.z. slishkom veliko dlya togo, chtoby mozhno bylo vsyu evolyuciyu prosledit' neposredstvenno. Poetomu osn. metodom issledovaniya E.z. yavl. postroenie posledovatel'nostei modelei zvezd, opisyvayushih izmeneniya vnutr. stroeniya i him. sostava zvezd so vremenem. Evolyuc. posledovatel'nosti zatem sopostavlyayutsya s rezul'tatami nablyudenii, napr., s Gercshprunga-Ressella diagrammoi (G.-R.d.), summiruyushei nablyudeniya bol'shogo chisla zvezd, nahodyashihsya na raznyh stadiyah evolyucii. Osobo vazhnuyu rol' igraet sravnenie s G.-R.d. dlya zvezdnyh skoplenii, poskol'ku vse zvezdy skopleniya imeyut odinakovyi nachal'nyi him. sostav i obrazovalis' prakticheski odnovremenno. Po G.-R.d. skoplenii razlichnogo vozrasta udalos' ustanovit' napravlenie E.z. Detal'no evolyuc. posledovatel'nosti rasschityvayutsya putem chislennogo resheniya sistemy differencial'nyh uravnenii, opisyvayushih raspredelenie massy, plotnosti, temp-ry i svetimosti po zvezde, k k-rym dobavlyayutsya uravnenie sostoyaniya, zakony energovydeleniya i neprozrachnosti zvezdnogo veshestva i ur-niya, opisyvayushie izmenenie him. sostava zvezdy so vremenem.

Hod evolyucii zvezdy zavisit v osnovnom ot ee massy i ishodnogo him. sostava. Opredelennuyu, no ne principial'nuyu rol' mogut igrat' vrashenie zvezdy i ee magn. pole, odnako rol' etih faktorov v E.z. eshe nedostatochno issledovana. Him. sostav zvezdy zavisit ot vremeni, kogda ona obrazovalas', i ot ee polozheniya v Galaktike v moment obrazovaniya. Zvezdy pervogo pokoleniya sformirovalis' iz veshestva, sostav k-rogo opredelyalsya kosmologich. usloviyami. Po=vidimomu, v nem bylo primerno 70% po masse vodoroda, 30% geliya i nichtozhnaya primes' deiteriya i litiya. V hode evolyucii zvezd pervogo pokoleniya obrazovalis' tyazhelye elementy (sleduyushie za geliem), k-rye byli vybrosheny v mezhzvezdnoe prostranstvo v rezul'tate istecheniya veshestva iz zvezd ili pri vzryvah zvezd. Zvezdy posleduyushih pokolenii sformirovalis' uzhe iz veshestva, soderzhavshego do 3-4% (po masse) tyazhelyh elementov.

Naibolee neposredstvennym ukazaniem na to, chto zvezdoobrazovanie v Galaktike proishodit i v nastoyashee vremya, yavl. sushestvovanie massivnyh yarkih zvezd spektr. klassov O i B, vremya zhizni k-ryh ne mozhet prevoshodit' ~ 10⁷ let. Skorost' zvezdoobrazovaniya v sovr. epohu ocenivaetsya v 5 ${\mathfrak M}_\odot$ v god.

2. Obrazovanie zvezd, stadiya gravitacionnogo szhatiya

Soglasno naibolee rasprostranennoi tochke zreniya, zvezdy obrazuyutsya v rezul'tate gravitac. kondensacii veshestva mezhzvezdnoi sredy. Neobhodimoe dlya etogo razdelenie mezhzvezdnoi sredy na dve fazy - plotnye holodnye oblaka i razrezhennuyu sredu s bolee vysokoi temp-roi - mozhet proishodit' pod vozdeistviem teplovoi neustoichivosti Releya-Teilora v mezhzvezdnom magn. pole. Gazovo-pylevye kompleksy s massoi $(10^5-10^6) {\mathfrak M}_\odot$ , harakternym razmerom (10-100) pk i koncentraciei chastic n~10² sm^-3. deistvitel'no nablyudayutsya blagodarya izlucheniyu imi radiovoln. Szhatie (kollaps) takih oblakov trebuet opredelennyh uslovii: gravitac. energiya svyazi chastic oblaka dolzhna prevoshodit' summu energii teplovogo dvizheniya chastic, energii vrasheniya oblaka kak celogo i magn. energii oblaka (kriterii Dzhinsa). Esli uchityvaetsya tol'ko energiya teplovogo dvizheniya, to s tochnost'yu do mnozhitelya poryadkaedinicy kriterii Dzhinsa zapisyvaetsya v vide: ${\mathfrak M}>{\mathfrak M}_J\approx 150 T^{3/2} n^{-1/2} {\mathfrak M}_\odot$ , gde ${\mathfrak M}$ - massa oblaka, T - temp-ra gaza v K, n - chislo chastic v 1 sm³. Pri tipichnyh dlya sovr. mezhzvezdnyh oblakov temp-rah $T\approx (10-30)$ K mogut skollapsirovat' lish' oblaka s massoi, ne men'shei $10^3 {\mathfrak M}_\odot$ . Kriterii Dzhinsa ukazyvaet, chto dlya obrazovaniya zvezd real'no nablyudaemogo spektra mass koncentraciya chastic v kollapsiruyushih oblakah dolzhna dostigat' (10³-10⁶) sm^-3, t.e. v 10-1000 raz prevyshat' nablyudaemuyu v tipichnyh oblakah. Odnako takie koncentracii chastic mogut dostigat'sya v nedrah oblakov, uzhe nachavshih kollaps. Otsyuda sleduet, chto zvezdoobrazovanie proishodit putem posledovatel'noi, osushestvlyayusheisya v nesk. etapov, fragmentacii massivnyh oblakov. V etoi kartine estestvenno ob'yasnyaetsya rozhdenie zvezd gruppami - skopleniyami. Pri etom vse eshe neyasnymi ostayutsya voprosy, otnosyashiesya k teplovomu balansu v oblake, polyu skorostei v nem, mehanizmu, opredelyayushemu spektr mass fragmentov.

Kollapsiruyushie ob'ekty zvezdnoi massy naz. protozvezdami. Kollaps sfericheski-simmetrichnoi nevrashayusheisya protozvezdy bez magn. polya vklyuchaet nesk. etapov. V nachal'nyi moment vremeni oblako odnorodno i izotermichno. Ono prozrachno dlya sobstv. izlucheniya, poetomu kollaps idet s ob'emnymi poteryami energii, gl. obr. za schet teplovogo izlucheniya pyli, k-roi peredayut svoyu kinetich. energiyu chasticy gaza. V odnorodnom oblake net gradienta davleniya i szhatie nachinaetsya v rezhime svobodnogo padeniya s harakternym vremenem $t_f= (3\pi/32G\rho)^{1/2}$ , gde G - Gravitacionnaya postoyannaya, $\rho$ - plotnost' oblaka. S nachalom szhatiya voznikaet volna razrezheniya, peremeshayushayasya k centru so skorost'yu zvuka, a t.k. kollaps proishodit bystree tam, gde plotnost' vyshe, protozvezda razdelyaetsya na kompaktnoe yadro i protyazhennuyu obolochku, v k-roi veshestvo raspredelyaetsya po zakonu $\rho\sim r^{-2}$ . Kogda koncentraciya chastic v yadre dostigaet ~ 10¹¹ sm^-3 ono stanovitsya neprozrachnym dlya IK-izlucheniya pylinok. Vydelyayushayasya v yadre energiya medlenno prosachivaetsya k poverhnosti blagodarya luchistoi teploprovodnosti. Temp-ra nachinaet povyshat'sya pochti adiabaticheski, eto privodit k rostu davleniya, i yadro prihodit v sostoyanie gidrostatich. ravnovesiya. Obolochka prodolzhaet padat' na yadro, i na ego periferii voznikaet udarnaya volna. Parametry yadra v eto vremya slabo zavisyat ot obshei massy protozvezdy: ${\mathfrak M}_Ya\approx 5\cdot 10^{-3} {\mathfrak M}_\odot, r_Ya\approx 10^2 R_\odot, \rho\approx 2\cdot 10^{-10} \mbox{g/sm}^3, T_Ya\approx 200$ K. Po mere uvelicheniya massy yadra za schet akkrecii, ego temp-ra izmenyaetsya prakticheski adiabaticheski, poka ne dostignet $T_Ya\approx$ 2000 K, kogda nachinaetsya dissociaciya molekul H₂. V rezul'tate rashoda energii na dissociaciyu, a ne ne uvelichenie kinetich. energii chastic, znachenie pokazatelya adiabaty $\gamma$ stanovitsya men'she 4/3, izmeneniya davleniya ne sposobny kompensirovat' sily tyagoteniya i yadro povtorno kollapsiruet (sm. Gravitacionnyi kollaps). Obrazuetsya novoe yadro s parametrami $${\mathfrak M}\approx 10^{-3} {\mathfrak M}_\odot, r\approx 1 R_\odot, \rho\approx 2\cdot 10^{-2} \mbox{g/sm}^3, T\approx 2\cdot 10^4$ K$ , okruzhennoe udarnym frontom, na kotoroe akkreciruyut ostatki pervogo yadra. Podobnaya zhe perestroika yadra proishodit pri ionizacii vodoroda.

Dal'neishii rost yadra za schet veshestva obolochki prodolzhaetsya do teh por, poka vse veshestvo upadet na zvezdu libo rasseetsya pod deistviem davleniya izlucheniya ili zvezdnogo vetra, esli yadro dostatochno massivno (sm. Zvezda-kokon). U protozvezd s ${\mathfrak M}< 2 {\mathfrak M}_\odot$ harakternoe vremya akkrecii veshestva obolochki t_a >t_kn, poetomu ih svetimost' opredelyaetsya energovydeleniem szhimayushihsya yader.

Ris. 1. Evolyucionnye treki yader zvezd na
stadii szhatiya i vyhoda k glavnoi
posledovatel'nosti
na diagramme Gercshprunga-Ressela.
Chisla vdol' trekov - logarifmy vozrasta
zvezd (v godah), cifry vdol' shtrihovoi
linii - massy zvezd (v massah Solnca).

Zvezda, sostoyashaya iz yadra i obolochki, nablyudaetsya kak IK-istochnik iz-za pererabotki izlucheniya v obolochke (pyl' obolochki, pogloshaya fotony UF-izlucheniya yadra, izluchaet v IK-diapazone). Kogda obolochka stanovitsya opticheski tonkoi, protozvezda nachinaet nablyudat'sya kak obychnyi ob'ekt zvezdnoi prirody. U naibolee massivnyh zvezd obolochki sohranyayutsya do nachala termoyadernogo goreniya vodoroda v centre zvezdy. Davlenie izlucheniya ogranichivaet massu zvezd velichinoi, veroyatno, $\approx (50-60) {\mathfrak M}_\odot$ . Esli dazhe i obrazuyutsya bolee massivnye zvezdy, to oni okazyvayutsya pul'sacionno-neustoichivymi i mogut poteryat' znachit. chast' massy na stadii goreniya vodoroda v yadre. Prodolzhitel'nost' stadii kollapsa i rasseyaniya protozvezdnoi obolochki togo zhe poryadka, chto i vremya svobodnogo padeniya dlya roditel'skogo oblaka, t.e. 10⁵-10⁶ let. Osveshennye yadrom sgustki temnogo veshestva ostatkov obolochki, uskorennye zvezdnym vetrom, otozhdestvlyayutsya s ob'ektami Herbiga-Aro (zvezdoobraznymi sgusheniyami, imeyushimi emissionnyi spektr). Zvezdy malyh mass, kogda oni stanovyatsya vidimymi, nahodyatsya v oblasti G.-R.d., zanimaemoi zvezdami tipa T Tel'ca (karlikovymi vspyhivayushimi zvezdami), bolee massivnye - v oblasti, gde nahodyatsya emissionnye zvezdy Herbiga (nepravil'nye peremennye zvezdy rannih spektr. klassov s emissionnymi liniyami v spektrah).

Evolyuc. treki yader protozvezd s postoyannoi massoi na stadii gidrostatich. szhatiya pokazany na ris. 1. U zvezd malyh mass v moment, kogda ustanavlivaetsya gidrostatich. ravnovesie, usloviya v yadrah takovy, chto energiya v nih perenositsya konvekciei. Raschety pokazyvayut, chto temp-ra poverhnosti polnost'yu konvektivnoi zvezdy pochti postoyanna. Radius zvezdy nepreryvno umen'shaetsya, t.k. ona prodolzhaet szhimat'sya. Pri neizmennoi temp-re poverhnosti i umen'shayushemsya radiuse svetimost' zvezdy dolzhna padat' i na G.-R.d. etoi stadii evolyucii sootvetstvuyut vertikal'nye uchastki trekov.

Po mere prodolzheniya szhatiya temp-ra v nedrah zvezdy povyshaetsya, veshestvo stanovitsya bolee prozrachnym, i u zvezd s ${\mathfrak M}> 0,3 {\mathfrak M}_\odot$ voznikayut luchistye yadra, no obolochki ostayutsya konvektivnymi. Menee massivnye zvezdy ostayutsya polnost'yu konvektivnymi. Ih svetimost' reguliruetsya tonkim luchistym sloem v fotosfere. Chem massivnee zvezda i chem vyshe ee effektivnaya temp-ra, tem bol'she u nee luchistoe yadro (v zvezdah s ${\mathfrak M}> 3 {\mathfrak M}_\odot$ luchistoe yadro voznikaet srazu). V konce koncov, prakticheski vsya zvezda (za isklyucheniem poverhnostnoi konvektivnoi zony u zvezd s massoi ${\mathfrak M}\le 1,5 {\mathfrak M}_\odot$ ) perehodit v sostoyanie luchistogo ravnovesiya, pri k-rom vsya vydelyayushayasya v yadre energiya perenositsya izlucheniem.

3. Evolyuciya na osnove yadernyh reakcii

Ris. 2. Evolyucionnye treki zvezd na stadiyah
yadernoi evolyucii do zagoraniya geliya (dlya
zvezd s massoi ${\mathfrak M}< 1,5 {\mathfrak M}_\odot$ ) ili ugleroda
(dlya bolee massivnyh zvezd) v zvezdnom yadre.
Shtrihovaya liniya - nachal'naya glavnaya
posledovatel'nost', shtrih-punktirnye
linii - granicy polosy neustoichivosti.

Pri temp-re v yadrah ~ 10⁶ K nachinayutsya perve yadernye reakcii - vygorayut deiterii, litii, bor. Pervichnoe kolichestvo etih elementov nastol'ko malo, chto ih vygoranie prakticheski ne vyderzhivaet szhatiya. Szhatie prekrashaetsya, kogda temp-ra v centre zvezdy dostigaet ~ 10⁶ K i zagoraetsya vodorod, t.k. energii, vydelyayusheisya pri termoyadernom gorenii vodoroda, dostatochno dlya kompensacii poter' na izluchenie (sm. Vodorodnyi cikl). Odnorodnye zvezdy, v yadrah k-ryh gorit vodorod, obrazuyut na G.-R.d. nachal'nuyu glavnuyu posledovatel'nost' (NGP). Massivnye zvezdy dostigayut NGP bystree zvezd maloi massy, t.k. u nih skorost' poter' energii na edinicu massy, a sledovatel'no, i temp evolyucii vyshe,chem u malomassivnyh zvezd. S momenta vyhoda na NGP E.z. proishodit na osnove yadernogo goreniya, glavnye stadii k-rogo summirovana v tabl. Yadernoe gorenie mozhet proishodit' do obrazovaniya elementov gruppy zheleza, u k-ryh naibol'shaya sredi vseh yader energiya svyazi. Evolyuc. treki zvezd na G.-R.d. izobrazheny na ris. 2. Evolyuciya central'nyh znachenii temp-ry i plotnosti zvezd pokazana na ris. 3. Pri $T\le 18\cdot 10^6$ K osn. istochnikom energii yavl. reakciya vodorodnogo cikla, pri b'ol'shih T - reakcii uglerod-azotnogo (CNO) cikla (sm. Uglerodnyi cikl). Pobochnym effektom CNO-cikla yavl. ustanovlenie ravnovesnyh koncentracii nuklidov ¹⁴N, ¹²C, ¹³C - sootvetstvenno $\approx$ 95%, $\approx$ 4% i 1% po masse. Preobladanie azota v sloyah, gde proishodilo gorenie vodoroda, podtverzhdaetsya rezul'tatami nablyudenii Vol'fa-Raie zvezd, u k-ryh eti sloi okazyvayutsya na poverhnosti v rezul'tate poteri vnesh. sloev. U zvezd, v centre k-ryh realizuetsya CNO-cikl ( ${\mathfrak M}> 1 {\mathfrak M}_\odot$ ), voznikaet konvektivnoe yadro. Prichina etogo v ochen' sil'noi zavisimosti energovydeleniya ot temp-ry: $\varepsilon\sim T^{16}-T^{20}$ . Potok zhe luchistoi energii ~ T⁴ (sm. Stefana-Bol'cmana zakon izlucheniya), sledovatel'no, on ne mozhet perenesti vsyu vydelyayushuyusya energiyu, i dolzhna vozniknut' konvekciya, bolee effektivnaya, chem luchistyi perenos. U naibolee massivnyh zvezd konvekciei ohvacheno bolee 50% massy zvezd. Znachenie konvektivnogo yadra dlya evolyucii opredelyaetsya tem, chto yadernoe goryuchee ravnomerno istoshaetsya v oblasti, znachitel'no bol'shei, chem oblast' effektivnogo goreniya, v to vremya kak u zvezd bez konvektivnogo yadra ono vnachale vygoraet lish' v maloi okrestnosti centra, gde temp-ra dostatochno vysoka. Vremya vygoraniya vodoroda zaklyucheno v predelah ot ~ 10¹⁰ let dlya ${\mathfrak M}\approx 1 {\mathfrak M}_\odot$ do $\approx 3\cdot 10^6$ let dlya ${\mathfrak M}\approx 50 {\mathfrak M}_\odot$ . Vremya vseh posleduyushih stadii yadernogo goreniya ne prevoshodit 10% vremeni goreniya vodoroda, poetomu zvezdy na stadii goreniya vodoroda obrazuyut na G.-R.d. gustonaselennuyu oblast' - glavnuyu posledovatel'nost' (GP). U zvezd s ${\mathfrak M}\le 0,08 {\mathfrak M}_\odot$ temp-ra v centre nikogda ne dostigaet znachenii, neobhodimyh dlya zagoraniya vodoroda, oni neogranichenno szhimayutsya, prevrashayas' v "chernye" karliki. Vygoranie vodoroda pri vodit k uvelicheniyu sr. molekulyarnoi massy veshestva yadra, i poetomu dlya podderzhaniya gidrostatich. ravnovesiya davlenie v centre dozhno vozrastat', chto vlechet za soboi uvelichenie temp-ry v centre i gradienta temp-ry po zvezde, a sledovatel'no, i svetimosti. K uvelicheniyu svetimosti privodit takzhe i umen'shenie neprozrachnosti veshestva s rostom temp-ry. Yadro szhimaetsya dlya podderzhaniya uslovii yadernogo energovydeleniya s umen'sheniem soderzhaniya vodoroda, a obolochka rasshiryaetsya iz-za neobhodimosti perenesti vozrosshii potok energii ot yadra. Na G.-R.d. zvezda peremeshaetsya vpravo ot NGP. Umen'shenie neprozrachnosti privodit k otmiraniyu konvektivnyh yader u vseh zvezd, krome naibolee massivnyyh. Temp evolyucii massivnyh zvezd naibolee vysok, i oni pervymi pokidayut GP. Vremya zhizni na GP sostavlyaet dlya zvezd s ${\mathfrak M}=15 {\mathfrak M}_\odot$ ok. 10 mln. let, s ${\mathfrak M}=5 {\mathfrak M}_\odot$ ok. 70 mln. let, a s ${\mathfrak M}\approx 1 {\mathfrak M}_\odot$ ok. 10 mlrd. let.

Ris. 3. Diagramma "plotnost' v centre-
temperatura v centre" ( $\lg\rho_c -\lg T_c$ )
dlya zvezd na stadiyah yadernoi
evolyucii do zagoraniya geliya (pri ${\mathfrak M}\le 1,5 {\mathfrak M}_\odot$ )
ili ugleroda (dlya bolee massivnyh zvezd)
v zvezdnom yadre. Shtrih-punktirnaya liniya -
granica oblasti, v kotoroi zametnuyu rol'
nachinaet igrat' vyrozhdenie elektronnogo gaza.

Kogda soderzhanie vodoroda v yadre umen'shaetsya do $\approx$ 1%, rasshirenie obolochek zvezd s ${\mathfrak M}>{\mathfrak M}_\odot$ smenyaetsya obshim szhatiem zvezdy, neobhodimym dlya podderzhaniya energovydeleniya. Szhatie obolochki vyzyvaet nagrev vodoroda v sloe, prilegayushem k gelievomu yadru, do temp-ry ego termoyadernogo goreniya, i voznikaet sloevoi istochnik energovydeleniya. U zvezd s massoi ${\mathfrak M}\le {\mathfrak M}_\odot$ , u k-ryh $\varepsilon$ v men'shei stepeni zavisit ot temp-ry i oblast' energovydeleniya ne stol' sil'no koncentriruetsya k centru, stadiya obshego szhatiya otsutstvuet.

E.z. posle vygoraniya vodoroda zavisit ot ih massy. Vazhneishim faktorom, vliyayushim na hod evolyucii zvezd s massoi ${\mathfrak M}\le 2,5 {\mathfrak M}_\odot$ , yavl. vyrozhdenie gaza elektronov pri bol'shih plotnostyah. V vyrozhdennom gaze iz-za bol'shoi plotnosti chislo kvantovyh sostoyanii s maloi energiei ogranicheno v silu principa Pauli i elektrony zapolnyayut kvantovye urovni s vysokoi energiei, znachitel'no prevyshayushei energiyu ih teplovogo dvizheniya. Vazhneishaya osobennost' vyrozhdennogo gaza sostoyait v tom, chto ego davlenie p zavisit lish' ot plotnosti: $p\sim \rho^{5/3}$ dlya nerelyativistskogo vyrozhdeniya i $p\sim \rho^{4/3}$ dlya relyativistskogo vyrozhdeniya. Davlenie gaza elektronov namnogo prevoshodit davlenie ionov. Otsyuda sleduet principial'nyi dlya E.z. vyvod: poskol'ku sila tyagoteniya, deistvuyushaya na edinichnyi ob'em relyativistski vyrozhdennogo gaza, $F\sim {\mathfrak M}\rho/R^2\sim {\mathfrak M}^{1/3}\rho^{5/3}$ , zavisit ot plotnosti tak zhe, kak i gradient davleniya $p/R\sim \rho^{4/3}/R\sim {\mathfrak M}^{-1/3}\rho^{5/3}$ , dolzhna sushestvovat' predel'naya massa ${\mathfrak M}_Ch$ (sm. Chandrasekara predel), takaya, chto pri ${\mathfrak M}>{\mathfrak M}_Ch$ davlenie elektronov ne mozhet protivodeistvovat' tyagoteniyu i nachinaetsya szhatie. Predel'naya massa ${\mathfrak M}>{\mathfrak M}_Ch\approx 1,4 {\mathfrak M}_\odot$ . Granica oblasti, v k-roi gaz elektronov vyrozhden, pokazana na ris. 3 . U zvezd malyh mass vyrozhdenie igraet zametnuyu rol' uzhe v processe obrazovaniya gelievyh yader.

Vtoroi faktor, opredelyayushii E.z. na pozdnih stadiyah, - eto neitrinnye poteri energii. V zvezdnyh nedrah pri T ~10⁸ K osn. rol' v rozhdenii neitrino igrayut: fotoneitrinnyi process $\gamma+e^-\to e^-+\nu+\tilde{\nu}$ , raspad kvantov plazmennyh kolebanii (plazmonov) na pary neitrino-antineitrino ( $\nu, \tilde{\nu}$ ), annigilyaciya par elektron-pozitron ( $e^- +e^+ \to \nu+\tilde{\nu}$ ) i urka-processy (sm. Yadernaya astrofizika). Vazhneishaya osobennost' neitrino sostoyait v tom, chto veshestvo zvezdy dlya nih prakticheski prozrachno i neitrino besprepyatstvenno unosyat energiyu iz zvezdy.

Gelievoe yadro, v k-rom eshe ne voznikli usloviya dlya goreniya geliya, szhimaetsya. Temp-ra v sloevom istochnike, prilegayushem k yadru, uvelichivaetsya, skorost' goreniya vodoroda vozrastaet. Neobhodimost' perenosa vozrosshego potoka energii privodit k rasshireniyu obolochki, na chto tratitsya chast' energii. Poskol'ku svetimost' zvezdy ne izmenyaetsya, temp-ra ee poverhnosti padaet, i na G.-R.d. zvezda peremeshaetsya v oblast', zanimaemuyu krasnymi gigantamiyu Vremya perestroiki zvezdy na dva poryadka men'she vremeni vygoraniya vodoroda v yadre, poetomu mezhdu polosoi GP i oblast'yu krasnyh sverhgigantov malo zvezd. S umen'sheniem temp-ry obolochki vozrastaet ee prozrachnost', vsledstvie etogo poyavlyaetsya vnesh. konvektivnaya zona i vozrastaet svetimost' zvezdy.

Otvod energii iz yadra posredstvom teploprovodnosti vyrozhdennyh elektronov i neitrinnyh poter' u zvezd s ${\mathfrak M}\le 2,5 {\mathfrak M}_\odot$ ottyagivaet moment zagoraniya geliya. Temp-ra nachinaet zametno rasti lish' togda, kogda yadro stanovitsya pochti izotermichnym. Gorenie ⁴He opredelyaet E.z. s momenta, kogda energovydelenie prevyshaet poteri energii putem teploprovodnosti i izlucheniya neitrino. Eto zhe uslovie otnositsya k goreniyu vseh posleduyushih vidom yadernogo topliva.

Primechatel'naya osobennost' zvezdnyh yader iz vyrozhdennogo gaza, ohlazhdaemyh neitrino, - eto "konvergenciya" - sblizhenie trekov, k-rye harakterizuyut sootnoshenie plotnosti $\rho_c$ i temp-ry T_c v centre zvezdy (ris. 3). Skorost' energovydeleniya pri szhatii yadra opredelyaetsya skorost'yu prisoedineniya veshestva k nemu cherez sloevoi istochnik, k-raya zavisit tol'ko ot massy yadra pri dannom vide topliva. V yadre dolzhen podderzhivat'sya balans pritoka i ottoka energii, poetomu v yadrah zvezd ustanavlivaetsya odinakovoe raspredelenie temp-ry i plotnosti. K momentu zagoraniya ⁴He massa yadra ${\mathfrak M}_c\approx 0,4-0,5 {\mathfrak M}_\odot$ v zavisimosti ot soderzhaniya tyazhelyh elementov. V yadrah iz vyrozhdennogo gaza zagoranie ⁴He imeet harakter teplovogo vzryva, t.k. energiya, vydelyayushayasya pri gorenii, idet na uvelichenie energii teplovogo dvizheniya elektronov, no davlenie s rostom temp-ry pochti ne izmenyaetsya do teh por, poka teplovaya energiya elektronov ne sravnyaetsya s energiei vyrozhdennogo gaza elektronov. Togda vyrozhdenie snimaetsya i yadro bystro rasshiryaetsya - proishodit gelievaya vspyshka. Gelievye vspyshki, veroyatno, soprovozhdayutsya poterei zvezdnogo veshestva. U sharovyh zvezdnyh skoplenii, gde massivnye zvezdy uzhe davno zakonchili evolyuciyu i krasnye giganty imeyut massy $\approx 1 {\mathfrak M}_\odot$ , zvezdy na stadii goreniya geliya nahodyatsya na gorizontal'noi vetvi G.-R.d.

V gelievyh yadrah zvezd s ${\mathfrak M}> 2,5 {\mathfrak M}_\odot$ gaz ne vyrozhden, ⁴He zagoraetsya spokoino, no yadra takzhe rasshiryayutsya iz-za vozrastaniya T_c. U naibolee massivnyh zvezd zagoranie ⁴He proishodit eshe togda, kogda oni yavl. golubymi sverhgigantami. Rasshirenie yadra vedet k umen'sheniyu $\rho$ T v oblasti vodorodnogo sloevogo istochnika, i svetimost' zvezdy posle gelievoi vspyshki padaet. Dlya podderzhaniya teplovogo ravnovesiya obolochka szhimaetsya, i zvezda uhodit iz oblasti krasnyh sverhgigantov. Kogda ⁴He v yadre istoshaetsya, snova nachinaetsya szhatie yadra i rasshirenie obolochki, zvezda opyat' stanovitsya krasnym sverhgigantom. Obrazuetsya sloevoi istochnik goreniya ⁴He, k-ryi dominiruet v energovydelenii. Snova voznikaet vnesh. konvektivnaya zona. Po mere vygoraniya geliya i vodoroda tolshina sloevyh istochnikov umen'shaetsya. Tonkii sloi goreniya geliya okazyvaetsya termicheski neustoichivym, t.k. pri ochen' sil'noi chuvstvitel'nosti energovydeleniya k temp-re ( $\varepsilon\sim T^{40}$ ) teploprovodnost' veshestva nedostatochna dlya togo, chtoby pogasit' teplovye vozmusheniya v sloe goreniya. Pri teplovyh vspyshkah v sloe voznikaet konvekciya. Esli ona pronikaet v sloi, bogatye vodorodom, to v rezul'tate medlennogo processa neitronnogo zahvata (s-processa, sm. Yadernaya astrofizika) sinteziruyutsya elementy s atomnymi massami $A\le 209$ ot ²²Ne do ²⁰⁹B.

Davlenie izlucheniya na pyl' i molekuly, obrazuyushiesya v holodnyh protyazhennyh obolochkah krasnyh sverhgigantov, privodit k nepreryvnoi potere veshestva so skorost'yu do $(10^{-6}-10^{-5}) {\mathfrak M}_\odot$ v god Istechenie veshestva iz zvezd. Nepreryvnaya poterya massy mozhet dopolnyatsya poteryami, obuslovlennymi neustoichivost'yu sloevogo goreniya ili pul'saciyami, chto mozhet privesti k vybrosu odnoi ili nesk. obolochek. Kogda kolichestvo veshestva nad uglerodno-kislorodnym yadrom stanovitsya men'shim nek-rogo predela, obolochka dlya podderzhaniya temp-ry v sloyah goreniya vynuzhdena szhimat'sya do teh por, poka szhatie sposobno podderzhivat' gorenie; zvezda na G.-R.d. smeshaetsya pochti gorizontal'no vlevo. Na etom etape neustoichivost' sloev goreniya takzhe mozhet privodit' k rasshireniyu obolochki i potere veshestva. Poka zvezda dostatochno goryacha, ona nablyudaetsya kak yadro planetarnoi tumannosti s odnoi ili nesk. obolochkami. Kogda sloevye istochniki smeshayutsya k poverhnosti zvezdy nastol'ko, chto temp-ra v nih stanovitsya nizhe neobhodimoi dlya yadernogo goreniya, zvezda ohlazhdaetsya, prevrashayas' v belyi karlik s ${\mathfrak M}< 1,4 {\mathfrak M}_\odot$ , izluchayushii za schet rashoda teplovoi energii ionnogo komponenta ego veshestva. Harakternoe vremya ohlazhdeniya belyh karlikov ~ 10₉ let. Nizhnyaya granica mass odinochnyh zvezd, prevrashayushihsya v belye karliki, neyasna, ona ocenivaetsya v 3-6 ${\mathfrak M}_\odot$ . U zvezd s ${\mathfrak M}< 8 {\mathfrak M}_\odot$ elektronnyi gaz vyrozhdaetsya na stadii rosta uglerodno-kislorodnyh (C,O-) yader zvezd. Kak i v gelievyh yadrah zvezd, iz-za neitrinnyh poter' energii proishodit "konvergenciya" uslovii v centre i k momentu zagoraniya ugleroda v C,O-yadre ${\mathfrak M}_c \approx 1,4 {\mathfrak M}_\odot, T_c\approx3\cdot 10^8 K, \rho_c\approx 2\cdot 10^9 \mbox{g/sm}^3$ . Zagoranie ₁₂C pri takih usloviyah, skoree vsego, imeet harakter vzryva i privodit k polnomu razrusheniyu zvezdy. Polnogo razrusheniya mozhet ne proizoiti, esli $\rho_c\ge 5\cdot 10^9 \mbox{g/sm}^3$ . Takaya plotnost' dostizhima, kogda skorost' rosta yadra opredelyaetsya akkreciei veshestva sputnika v tesnoi dvoinoi sisteme.

4. Konechnye stadii evolyucii

U zvezd s ${\mathfrak M}> 8 {\mathfrak M}_\odot$ mogut, v principe, v central'noi oblasti posledovatel'no vygoret' kislorod, neon, magnii, sera, kremnii i obrazovat'sya yadro, sostoyashee iz elementov gruppy zheleza - ot Sc do Ni. Usloviya v centre zvezdy pri etom takovy, chto zagoranie kazhdogo ocherednogo elementa proishodit, kogda massa yadra zvezdy, sostoyashego iz etogo elementa, blizka k ${\mathfrak M}_Ch$ . Zvezda priobretaet strukturu, podobnuyu "lukovice": "zheleznoe" yadrookruzheno mnogochislennymi sloyami iz produktov yadernogo goreniya na predydushih stadiyah. Posle obrazovaniya "zheleznogo" yadra, a v nekotoryh sluchayah i ran'she, proishodit gravitac. kollaps - poterya zvezdoi gidrodinamich. ustoichivosti, kogda pokazatel' adiabaty $\gamma$ stanovitsya men'she 4/3, t.k. pri etom uvelichenie davleniya, obuslovlennoe rostom plotnosti, ne sposobno ostanovit' szhatie. Prichinami ponizheniya $\gamma$ mogut byt': zahvat elektronov yadrami ²⁰O i ²⁴Mg v O-Ne-Mg-yadre zvezd s massoi 8-12 ${\mathfrak M}_\odot$ , fotodissociaciya (s bol'shoi zatratoi energii) yader zheleza ⁵⁶Fe=13 ⁴He + 4n u zvezd s ${\mathfrak M}\approx (12-90) {\mathfrak M}_\odot$ , rozhdenie par e⁺+e^- v C,O-yadrah zvezd s ${\mathfrak M}\ge 90 {\mathfrak M}_\odot$ . V poslednem sluchae v hode kollapsa proishodit detonaciya kisloroda, k-raya privodit k polnomu razletu veshestva zvezdy. V rezul'tate kollapsa dostigayutsya plotnosti $\rho\sim 10^{12} \mbox{g/sm}^3$ , pri k-ryh enereticheski vygodna neitronizaciya veshestva. Dlya vyrozhdennogo gaza neitronov $\gamma=5/3$ i ego davlenie mozhet protivostoyat' tyagoteniyu, esli ${\mathfrak M}< 2 {\mathfrak M}_\odot$ . V etom sluchae obrazuetsya neitronnaya zvezda. Pri ${\mathfrak M}\ge 2 {\mathfrak M}_\odot$ kollaps neogranichen i zvezda prevrashaetsya v chernuyu dyru. Pri ostanovke kollapsa u granicy neitronnoi zvezdy voznikaet udarnaya volna, k-raya, rasprostranyayas' naruzhu, vyzyvaet sbros obolochki (sm. Sverhnovye zvezdy). Osnvonye stadii yadernoi evolyucii

Yadernoe toplivo Produkty goreniya Harakternaya temperatura, K Energovydelenie, erg/g Chasticy, osushestvlyayushie osnovnoi otvod energii Prodolzhitel'nost', % ot vremeni zhizni zvezdy

H He $(1-3)\cdot 10^7$ $7\cdot 10^{18}$ fotony $$\approx$90%$

He C, O $2\cdot 10^8$ $7\cdot 10^{17}$ fotony $\le$ 10%

C Ne, Na, Mg 10⁹ $5\cdot 10^{17}$ neitrino <1%

Ne O, Mg $1,3\cdot 10^9$ 10¹⁷ neitrino <1%

O Elementy ot Si do Ca $1,8\cdot 10^9$ $5\cdot 10^{17}$ neitrino <1%

Si Elementy ot Sc do Ni $3,4\cdot 10^9$ $2\cdot 10^{17}$ neitrino <1%

Celyi kompleks processov, soprovozhdayushih termoyadernye vzryvy v yadrah i gravitac. kollaps, eshe ne do konca yasen i trebuet dal'neishego izucheniya. Eto - kinetika yadernyh reakkcii i dogoranie ostatkov yadernogo topliva, k-roe v principe mozhet ostanovit' kollaps, perenos energii, neitrinnye processy, rol' magn. processov i vrasheniya, mehanizmy peredachi energii ot yadra k obolochke. Tem ne menee mozhno utverzhdat', chto yavleniya, soprovozhdayushie vzryvnoe gorenie ¹²C i gravitac. kollaps massivnyh zvezd, pri k-ryh vydelyaetsya energiya ~ 10⁵¹ erg v vide izlucheniya i kinetich. energii sbroshennoi obolochki i ~ (10⁵³-10⁵⁴) erg v vide neitrino i antineitrino, udovletvoritel'no ob'yasnyayut nablyudaemye vspyshki sverhnovyh II tipa. Produkty vzryva - molodye neitronnye zvezdy, izluchayushie za schet kinetich. energii vrasheniya, v techenie pervyh 10⁵-10⁶ let svoego sushestvovaniya nablyudayutsya kak pul'sary. Statistich. ocenki chislennosti pul'sarov ukazyvayut na to, chto v nih prevrashayutsya vse zvezdy s ${\mathfrak M}\ge (6-10) {\mathfrak M}_\odot$ , eto grubo soglasuetsya s predskazaniyami teorii i s nablyudaemym chislom sverhnovyh zvezd.

Prichina vspyshek sverhnovyh I tipa, k-rye proishodyat v zvezdnyh sistemah, gde v nastoyashee vremya zakanchivayut evolyuciyu starye ob'ekty s ${\mathfrak M}\approx {\mathfrak M}_\odot$ , vse eshe do konca ne yasna.

Pri vzryvah sverhnovyh proishodit sintez tyazhelyh elementov, k-rye zatem vybrasyvayutsya v mezhzvezdnoe prostranstvo vmeste s elementami, sintezirovannymi v hode predshestvuyushei evolyucii. Eto opredelyaet vazhneishee kosmologich. znachenie sverhnovyh zvezd.

V hode evolyucii v obolochke zvezdy mogut vozniknut' usloviya, pri k-ryh zona chastichnoi dvukratnoi ionizacii geliya sposobna pri szhatii zvezdy pogloshat' energiyu (ona idet na ionizaciyu), a pri rasshirenii - vysvobozhdat' ee, podderzhivaya pul'sacii. Granicy oblasti, v k-roi deistvuet etot mehanizm, opredeleyut na G.-R.d. polosu nestabil'nosti (ris. 2), v k-ruyu popadayut mnogie tipy pul'siruyushih zvezd: cefeidy, zvezdy tipa $\delta$ Shita, RR Liry i dr. (sm. Pul'sacii zvezd). Analogichnym obrazom zona nepolnoi ionizacii vodoroda mozhet, veroyatno, podderzhivat' neustoichivost' dolgoperiodich. peremennyh tipa Miry Kita.

Sovr. teoriya E.z. sposobna ob'yasnit' obshii hod razvitiya zvezd i nahoditsya v udovletvoritel'nom kachestv. i kolichestv. soglasii s dannymi nablyudenii. V dal'neishem teoriya dolzhna uchest' vliyanie vrasheniya (sm. Vrashenie zvezd) i magn. polya, rol' k-ryh mozhet byt' osobenno vazhnoi v processe obrazovaniya zvezd i na bystrvh stadiyah evolyucii, takih, napr., kak vzryvy sverhnovyh zvezd. Osobuyu problemu predstavlyayut E.z. v tesnyh dvoinyh sistemah, gde na evolyuciyu vliyaet obmen veshestvom mezhdu komponentami (sm. Evolyuciya tesnyh dvoinyh zvezd).

Lit.:
Kaplan S.A., Fizika zvezd, 3 izd., M., 1977; Shklovskii I.S., Zvezdy. Ih rozhdenie, zhizn' i smert', 2 izd., 1977; Zel'dovich Ya.B., Novikov I.D., Teoriya tyagoteniya i evolyuciya zvezd, M., 1971; Proishozhdenie i evolyuciya galaktik i zvezd, M., 1976; Na perednem krae astrofiziki, per. s angl., M., 1979, gl. 4.

(L.R. Yungel'son)

L. R. Yungel'son, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

L | R | A | B | V | G | D | E | Zh | Z | I | ' | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | Sh | E | Yu | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: Evolyuciya zvezd Publikacii so slovami: Evolyuciya zvezd
Sm. takzhe: Pererabotka veshestva v Kassiopee A NGC 7789: Roza Karoliny Planetarnaya tumannost' NGC 2818 ot Habbla Nauchnaya konferenciya "Nablyudaemye proyavleniya evolyucii zvezd" v SAO RAN Planetarnye tumannosti Proshlye i budushie zvezdy Andromedy Tumannost' Ozherel'e Vse publikacii na tu zhe temu >>

Mneniya chitatelei [3]

Versiya dlya pechati