Еволюція зірок

[ виправити ] текст може містити помилки, будь ласка перевіряйте перш ніж використовувати.

скачати

План
Введення
1. Поняття еволюції зірок
2. Утворення зірок, стадія гравітаційного стиснення
3. Еволюція на основі ядерних реакцій
4. Кінцеві стадії еволюції
Висновок
Список літератури

Введення
Переважна більшість зірок змінює свої основні характеристики (світність, радіус) дуже повільно. У кожен даний момент їх можна розглядати як знаходяться в стані рівноваги - обставина, яким ми широко користувалися для з'ясування природи зоряних надр. Але повільність змін - це ще не означає відсутність їх. Вся справа в термінах еволюції, яка для зірок повинна бути абсолютно неминучою.
Проблема еволюції зірок, безсумнівно, належить до числа найфундаментальніших проблем астрономії. По суті, питання полягає в тому, як народжуються, живуть, «старіють» і вмирають зірки. Ця проблема за самою своєю сутністю є комплексною. Вона вирішується цілеспрямованими дослідженнями представників різних галузей астрономії - спостерігачів і теоретиків. Адже вивчаючи зірки, ніяк не можна відразу сказати, які з них знаходяться в генетичну спорідненість. Взагалі ця проблема виявилася дуже важкою і кілька десятиліть зовсім не піддавалася рішенням.
Поступово питання про шляхи еволюції зірок прояснився, хоча окремі деталі проблеми все ще далекі від вирішення. Особлива заслуга в розумінні процесу еволюції зірок належить астрофізикам-теоретикам, фахівцям з внутрішньою будовою зірок і перш за все американському вченому М. Шварцшильда і його школі.
Мета контрольної роботи - розглянути еволюцію зірок.

1. Поняття еволюції зірки
Еволюція зірок - зміна фізичних характеристик, внутрішньої будови та хімічного складу зірок з часом. Найважливіші завдання теорії еволюції зірок - пояснення утворення зірок, зміни їх спостережуваних характеристик, дослідження генетичного зв'язку різних груп зір, аналіз їх кінцевих станів.
Оскільки у відомій нам частині Всесвіту близько 98-99% маси спостережуваного речовини міститься в зірках або пройшло стадію зірок, пояснення еволюції зірок є однією з найбільш важливих проблем астрофізики.
Зірка в стаціонарному стані - це газова куля, який знаходиться в гідростатичному і тепловій рівновазі (тобто дія сил тяжіння урівноважене внутрішнім тиском, а втрати енергії на випромінювання компенсуються енергією, що виділяється в надрах зірки. "Народження" зірки - це утворення гідростатичним рівноважного об'єкта, випромінювання якого підтримуються за рахунок власних джерел енергії. "Смерть" зірки - необоротне порушення рівноваги, що веде до руйнування зірки або до її катастрофічного стиснення.
Для розуміння еволюції зірок принципове значення має питання про джерела їх енергії. Втрати енергії на випромінювання з поверхні можуть поповнюватися за рахунок охолодження надр, виділення гравітаційної потенційної енергії при стискуванні і ядерних реакцій. Охолодження і гравітаційне стиснення здатні, наприклад, підтримувати світність Сонця (маса $ {\ Mathfrak M} _dot = 1,99 \ cdot 10 ^ {33} $ г, світність $ L_dot = 3,86 \ cdot 10 ^ {33} $ ерг / с) протягом ~ 10 7 років, зірки з масою 30 $ {\ Mathfrak M} _dot $ і $ L = 10 ^ 5 L_dot $ - Протягом ~ 10 5 років, а ядерні реакції відповідно ~ 10 10 і ~ 10 6 років. Геологічні дані свідчать про те, що світність Сонця була практично незмінною протягом ~ 10 9 років. Звідси випливає, що основним джерелом енергії можуть бути тільки ядерні реакції.
Виділення гравітаційної енергії може відігравати визначальну роль лише тоді, коли температура надр зірки недостатня для того, щоб ядерна енерговиділення могло компенсувати втрати енергії, і зірка в цілому або її частина повинна стискуватися для підтримки рівноваги. Висвічування теплової енергії стає важливим лише після вичерпання запасів ядерної енергії. Таким чином, еволюцію зірок можна представити як послідовну зміну джерел енергії зірок.
Характерне час еволюції зірок занадто великим для того, щоб можна було всю еволюцію простежити безпосередньо. Тому основним методом дослідження еволюції зірок є побудова послідовностей моделей зірок, що описують зміни внутрішньої будови і хім. складу зірок з часом. Еволюційні послідовності потім зіставляються з результатами спостережень, напр., З Герцшпрунга-Ресселла діаграмою (Г.-Р.д.), підсумовує спостереження великого числа зірок, що знаходяться на різних стадіях еволюції. Особливо важливу роль відіграє порівняння з Г.-Р.д. для зоряних скупчень, оскільки всі зірки скупчення мають однаковий початковий хім. склад і утворилися практично одночасно. За Г.-Р.д. скупчень різного віку вдалося встановити напрям еволюції зірок. Детально еволюційні послідовності розраховуються шляхом чисельного рішення системи диференціальних рівнянь, що описують розподіл маси, щільності, температури і світності по зірці, до яких додаються рівняння стану, закони енерговиділення і непрозорості зоряної речовини і рівняння, що описують зміну хімічного складу зірки з часом.
Хід еволюції зірки залежить в основному від її маси і вихідного хімічного складу. Певну, але не принципову роль можуть грати обертання зірки і її магнітне поле, проте роль цих факторів в еволюції зірок ще недостатньо досліджена. Хімічний склад зірки залежить від часу, коли вона утворилася, і від її положення в Галактиці у момент утворення. Зірки першого покоління сформувалися з речовини, склад якого визначався космологічними умовами. Мабуть, у ньому було приблизно 70% за масою водню, 30% гелію і незначна домішка дейтерію і літію. У ході еволюції зірок першого покоління утворилися важкі елементи (наступні за гелієм), які були викинуті у міжзоряний простір у результаті витікання речовини з зірок або при вибухах зірок. Зірки наступних поколінь сформувалися вже з речовини, що містив до 3-4% (за масою) важких елементів.
Найбільш безпосереднім вказівкою на те, що зореутворення в Галактиці відбувається і в даний час, є існування масивних яскравих зірок спектральних класів O і B, час життя яких не може перевершувати ~ 10 7 років. Швидкість зореутворення в сучасну епоху оцінюється в 5 на рік.
2. Утворення зірок, стадія гравітаційного стиснення
Згідно з найбільш поширеною думкою, зірки утворюються в результаті гравітаційної конденсації речовини міжзоряного середовища. Необхідна для цього поділ міжзоряного середовища на дві фази - щільні холодні хмари і розріджену середу з більш високою температурою - може відбуватися під впливом теплової нестійкості Релея-Тейлора в міжзоряному магнітному полі. Газово-пилові комплекси з масою $ (10 ^ 5-10 ^ 6) {\ mathfrak M} _dot $ , Характерним розміром (10-100) пк та концентрацією часток n ~ 10 2 см -3. дійсно спостерігаються завдяки випромінюванню ними радіохвиль. Стиснення (колапс) таких хмар вимагає певних умов: гравітаційна енергія зв'язку частинок хмари повинна перевершувати суму енергії теплового руху частинок, енергії обертання хмари як цілого та магнітної енергії хмари (критерій Джинса). Якщо враховується тільки енергія теплового руху, то з точністю до множника порядку одиниці критерій Джинса записується у вигляді: $ {\ Mathfrak M}> {\ mathfrak M} _J \ approx 150 T ^ {3 / 2} n ^ {-1 / 2} {\ mathfrak M} _dot $ , Де $ {\ Mathfrak M} $ - Маса хмари, T - температура газу в К, n - число частинок в 1 см 3. При типових для сучасних міжзоряних хмар температурах $ T \ approx (10-30) $ До можуть сколлапсировала лише хмари з масою, не меншою $ 10 ^ 3 {\ mathfrak M} _dot $ . Критерій Джинса вказує, що для утворення зірок реально спостережуваного спектру мас концентрація часток у колапсуючої хмарах повинна досягати (10 3 -10 6) см -3, тобто в 10-1000 разів перевищувати спостережувану в типових хмарах. Однак такі концентрації частинок можуть досягатися в надрах хмар, що вже почали колапс. Звідси випливає, що зореутворення відбувається шляхом послідовної, що здійснюється у кілька етапів, фрагментації масивних хмар. У цій картині природно пояснюється народження зірок групами - скупченнями. При цьому все ще неясними залишаються питання, пов'язані з тепловому балансу в хмарі, полю швидкостей в ньому, механізму, що визначає спектр мас фрагментів.
Колапсуючої об'єкти зоряної маси називаються протозірка. Колапс сферично-симетричною невращающейся протозірки без магнітного поля включає кілька етапів. У початковий момент часу хмара однорідний і изотермичности. Воно прозоро для власної. випромінювання, тому колапс йде з об'ємними втратами енергії, головним чином за рахунок теплового випромінювання пилу, якій передають свою кінетичну енергію частинки газу. В однорідному хмарі немає градієнта тиску і стиснення починається в режимі вільного падіння з характерним часом $ T_f = (3 \ pi/32G \ rho) ^ {1 / 2} $ , Де G - гравітаційна постійна, $ \ Rho $ - Щільність хмари. З початком стискування виникає хвиля розрідження, що переміщається до центру зі швидкістю звуку, а тому колапс відбувається швидше там, де щільність вище, протозірка поділяється на компактне ядро ​​і протяжну оболонку, в якій речовина розподіляється за законом $ \ Rho \ sim r ^ {-2} $ . Коли концентрація часток у ядрі досягає ~ 10 11 см -3 воно стає непрозорим для ІЧ-випромінювання пилинок. Виділяється в ядрі енергія повільно просочується до поверхні завдяки променистої теплопровідності. Температура починає підвищуватися майже адіабатично, це призводить до зростання тиску, і ядро ​​приходить в стан гідростатичної рівноваги. Оболонка продовжує падати на ядро, і на його периферії виникає ударна хвиля. Параметри ядра в цей час слабко залежать від загальної маси протозірки: $ {\ Mathfrak M} _Я \ approx 5 \ cdot 10 ^ {-3} {\ mathfrak M} _dot, r_Я \ approx 10 ^ 2 R_dot, \ rho \ approx 2 \ cdot 10 ^ {-10} \ mbox {р / см} ^ 3, T_Я \ approx 200 $
У міру збільшення маси ядра за рахунок акреції, його температура змінюється практично адіабатично, поки не досягне $ T_Я \ approx $ 2000 До, коли починається дисоціація молекул H 2. У результаті витрати енергії на дисоціацію, а не на збільшення кінетичної енергії часток, значення показника адіабати $ \ Gamma $ стає менше 4 / 3, зміни тиску не здатні компенсувати сили тяжіння і ядро ​​повторно колапсує. Утворюється нове ядро ​​з параметрами $ {\ Mathfrak M} \ approx 10 ^ {-3} {\ mathfrak M} _dot, r \ approx 1 R_dot, \ rho \ approx 2 \ cdot 10 ^ {-2} \ mbox {г / см} ^ 3, T \ approx 2 \ cdot 10 ^ 4 $ К , Оточене ударним фронтом, на яке аккреціруют залишки першого ядра. Подібна ж перебудова ядра відбувається при іонізації водню.
Подальше зростання ядра за рахунок речовини оболонки продовжується до тих пір, поки вся речовина впаде на зірку або розсіється під дією тиску випромінювання або зоряного вітру, якщо ядро ​​досить масивно. У протозвезд з $ {\ Mathfrak M} <2 {\ mathfrak M} _dot $ характерний час акреції речовини оболонки t a> t кн, тому їхня світність визначається енерговиділенням стискальних ядер.
Зірка, що складається з ядра і оболонки, спостерігається як ІЧ-джерело з-за переробки випромінювання в оболонці (пил оболонки, поглинаючи фотони УФ-випромінювання ядра, випромінює в ІК-діапазоні). Коли оболонка стає оптично тонкої, протозірка починає спостерігатися як звичайний об'єкт зоряної природи. У найбільш масивних зірок оболонки зберігаються до початку термоядерного горіння водню в центрі зірки. Тиск випромінювання обмежує масу зірок величиною, ймовірно, $ \ Approx (50-60) {\ mathfrak M} _dot $ . Якщо навіть і утворюються більш масивні зірки, то вони виявляються пульсаційному-нестійкими і можуть втратити значну частину маси на стадії горіння водню в ядрі. Тривалість стадії колапсу і розсіяння протозвездной оболонки того ж порядку, що і час вільного падіння для батьківського хмари, тобто 10 5 -10 6 років. Освітлені ядром згустки темної речовини залишків оболонки, прискорені зоряним вітром, ототожнюються з об'єктами Хербіга-Аро (зіркоподібними згущеннями, що мають емісійний спектр). Зірки малих мас, коли вони стають видимими, знаходяться в області Г.-Р.д., займаної зірками типу Т Тельця (карликовими спалахуючими зірками), більш масивні - в області, де знаходяться емісійні зірки Хербіга (неправильні змінні зірки ранніх спектральних класів з емісійними лініями в спектрах).
Еволюційні треки ядер протозвезд з постійною масою на стадії гідростатичного стиску показані на рис. 1. У зірок малих мас в момент, коли встановлюється гідростатичний рівновагу, умови в ядрах такі, що енергія в них переноситься конвекцією. Розрахунки показують, що температура поверхні повністю конвективної зірки майже постійна. Радіус зірки безперервно зменшується, тому що вона продовжує стискатися. При незмінній температурі поверхні і зменшується радіус світність зірки повинна падати і на Г.-Р.д. цій стадії еволюції відповідають вертикальні ділянки треків.
У міру продовження стиснення температура в надрах зірки підвищується, речовина стає більш прозорим, і у зірок з $ {\ Mathfrak M}> 0,3 {\ mathfrak M} _dot $ виникають променисті ядра, але оболонки залишаються конвективними. Менш масивні зірки залишаються повністю конвективними. Їх світність регулюється тонким шаром променистим у фотосфері. Чим масивніше зірка і чим вище її ефективна температура, тим більше у неї променисте ядро ​​(у зірках з $ {\ Mathfrak M}> 3 {\ mathfrak M} _dot $ променисте ядро ​​виникає відразу). Врешті-решт, практично вся зірка (за винятком поверхневої конвективної зони у зірок з масою $ {\ Mathfrak M} \ le 1,5 {\ mathfrak M} _dot $ ) Переходить в стан променистого рівноваги, при якому вся виділяється в ядрі енергія переноситься випромінюванням.

3. Еволюція на основі ядерних реакцій
При температурі в ядрах ~ 10 6 К починаються перші ядерні реакції - вигорають дейтерій, літій, бор. Первинне кількість цих елементів настільки мало, що їх вигоряння практично не витримує стиснення. Стиснення припиняється, коли температура в центрі зірки досягає ~ 10 6 К і спалахує водень, тому що енергії, що виділяється при термоядерному горінні водню, достатньо для компенсації втрат на випромінювання. Однорідні зірки, в ядрах яких горить водень, утворюють на Г.-Р.д. початкову головну послідовність (НГП). Масивні зірки досягають НГП швидше зірочок малої маси, тому що у них швидкість втрат енергії на одиницю маси, а отже, і темп еволюції вище, ніж у маломасивних зірок. З моменту виходу на НГП еволюція зірок відбувається на основі ядерного горіння. Ядерне горіння може відбуватися до освіти елементів групи заліза, в яких найбільша серед всіх ядер енергія зв'язку. Еволюційні треки зірок на Г.-Р.д. зображені на рис. 2. Еволюція центральних значень температури і щільності зірочок показана на рис. 3. При $ T \ le 18 \ cdot 10 ^ 6 $ До основним джерелом енергії є реакція водневого циклу, при більших T - реакції вуглець-азотного (CNO) циклу. Побічним ефектом CNO-циклу є встановлення рівноважних концентрацій нуклідів 14 N, 12 C , 13 C - Відповідно $ \ Approx $ 95%, $ \ Approx $ 4% і 1% за масою. Переважання азоту в шарах, де відбувалося горіння водню, підтверджується результатами спостережень Вольфа-Райе зірок, у яких ці шари виявляються на поверхні в результаті втрати зовн. шарів. У зірок, в центрі яких реалізується CNO-цикл ( $ {\ Mathfrak M}> 1 {\ mathfrak M} _dot $ ), Виникає конвективное ядро. Причина цього в дуже сильній залежності енерговиділення від температури: $ \ Varepsilon \ sim T ^ {16}-T ^ {20} $ . Потік ж променистої енергії ~ T 4, отже, він не може перенести всю виділяється енергію, і повинна виникнути конвекція, більш ефективна, ніж променистий перенос. У найбільш масивних зірок конвекцією охоплено більше 50% маси зірок. Значення конвективного ядра для еволюції визначається тим, що ядерне пальне рівномірно виснажується в області, значно більшою, ніж область ефективного горіння, в той час як у зірок без конвективного ядра воно спочатку вигоряє лише в малій околиці центру, де температура досить висока. Час вигоряння водню укладено в межах від ~ 10 10 років для $ {\ Mathfrak M} \ approx 1 {\ mathfrak M} _dot $ до $ \ Approx 3 \ cdot 10 ^ 6 $ років для $ {\ Mathfrak M} \ approx 50 {\ mathfrak M} _dot $ . Час всіх наступних стадій ядерного горіння не перевищує 10% часу горіння водню, тому зірки на стадії горіння водню утворюють на Г.-Р.д. густонаселену область - головну послідовність (ГП). У зірок з $ {\ Mathfrak M} \ le 0,08 {\ mathfrak M} _dot $ температура в центрі ніколи не досягає значень, необхідних для загоряння водню, вони необмежено стискаються, перетворюючись на "чорні" карлики. Вигоряння водню при водить до збільшення СР молекулярної маси речовини ядра, і тому для підтримки гідростатичної рівноваги тиск у центрі має зростати, що спричиняє за собою збільшення температури в центрі і градієнта температури по зірці, а отже, і світності. До збільшення світимості призводить також і зменшення непрозорості речовини зі зростанням температури. Ядро стискується для підтримки умов ядерного енерговиділення зі зменшенням вмісту водню, а оболонка розширюється через необхідність перенести зрослий потік енергії від ядра. На Г.-Р.д. зірка посувається праворуч від НГП. Зменшення непрозорості призводить до відмирання конвективних ядер у всіх зірок, окрім найбільш массівниих. Темп еволюції масивних зірок найбільш високий, і вони першими залишають ГП. Час життя на ГП складає для зірок з $ {\ Mathfrak M} = 15 {\ mathfrak M} _dot $ близько 10 млн. років, з $ {\ Mathfrak M} = 5 {\ mathfrak M} _dot $ близько 70 млн. років, а з $ {\ Mathfrak M} \ approx 1 {\ mathfrak M} _dot $ близько 10 млрд. років.
Коли вміст водню в ядрі зменшується до $ \ Approx $ 1%, розширення оболонок зірок з $ {\ Mathfrak M}> {\ mathfrak M} _ \ odot $ змінюється загальним стиском зірки, необхідним для підтримання енерговиділення. Стиснення оболонки викликає нагрівання водню в шарі, що прилягає до гелієвої ядру, до температури його термоядерного горіння, і виникає шарової джерело енерговиділення. У зірок з масою $ {\ Mathfrak M} \ le {\ mathfrak M} _ \ odot $ , У яких $ \ Varepsilon $ у меншій мірі залежить від температури і область енерговиділення не настільки сильно концентрується до центру, стадія загального стискування відсутня.
Еволюція зірок після вигоряння водню залежить від їх маси. Найважливішим фактором, що впливає на хід еволюції зірок з масою $ {\ Mathfrak M} \ le 2,5 {\ mathfrak M} _ \ odot $ , Є виродження газу електронів при великих плотностях. У виродженим газі через великий щільності число квантових станів з малою енергією обмежена в силу принципу Паулі і електрони заповнюють квантові рівні з високою енергією, значно перевищує енергію їх теплового руху. Найважливіша особливість виродженого газу полягає в тому, що його тиск p залежить лише від щільності: $ P \ sim \ rho ^ {5 / 3} $ для нерелятівістского виродження і $ P \ sim \ rho ^ {4 / 3} $ для релятивістського виродження. Тиск газу електронів набагато перевершує тиск іонів. Звідси випливає принциповий для еволюції зірок висновок: оскільки сила тяжіння, що діє на одиничний обсяг релятивістськи виродженого газу, $ F \ sim {\ mathfrak M} \ rho / R ^ 2 \ sim {\ mathfrak M} ^ {1 / 3} \ rho ^ {5 / 3} $ , Залежить від щільності так само, як і градієнт тиску $ P / R \ sim \ rho ^ {4 / 3} / R \ sim {\ mathfrak M} ^ {-1 / 3} \ rho ^ {5 / 3} $ , Повинна існувати гранична маса $ {\ Mathfrak M} _Ч $ , Така, що при $ {\ Mathfrak M}> {\ mathfrak M} _Ч $ тиск електронів не може протидіяти тяжінню і починається стиск. Гранична маса $ {\ Mathfrak M}> {\ mathfrak M} _Ч \ approx 1,4 {\ mathfrak M} _ \ odot $ . Межа області, в якій газ електронів виродилися, показана на рис. 3. У зірок малих мас виродження грає помітну роль вже в процесі утворення гелієвих ядер.
Другий чинник, що визначає еволюцію зірок на пізніх стадіях, - це нейтрино втрати енергії. У зоряних надрах при T ~ 10 8 До основну роль у народженні нейтрино грають: фотонейтрінний процес $ \ Gamma + e ^ - \ to e ^ - + \ nu + \ tilde {\ nu} $ , Розпад квантів плазмових коливань (плазмонів) на пари нейтрино-антинейтрино ( $ \ Nu, \ tilde {\ nu} $ ), Анігіляція пар електрон-позитрон ( $ E ^ - + e ^ + \ to \ nu + \ tilde {\ nu} $ ) І урка-процеси. Найважливіша особливість нейтрино полягає в тому, що речовина зірки для них практично прозоро і нейтрино безперешкодно виносять енергію з зірки.
Гелиевое ядро, в якому ще не виникли умови для горіння гелію, стискається. Температура в шаровому джерелі, прилеглому до ядра, збільшується, швидкість горіння водню зростає. Необхідність перенесення зрослого потоку енергії призводить до розширення оболонки, на що витрачається частина енергії. Оскільки світність зірки не змінюється, температура її поверхні падає, і на Г.-Р.д. зірка переміщається в область, займану червоними гігантамію Час перебудови зірки на два порядки менше часу вигоряння водню в ядрі, тому між смугою ГП та областю червоних надгігантів мало зірок. Зі зменшенням температури оболонки зростає її прозорість, внаслідок цього з'являється зовн. конвективна зона і зростає світність зірки.
Відведення енергії з ядра за допомогою теплопровідності вироджених електронів і нейтрино втрат у зірок з $ {\ Mathfrak M} \ le 2,5 {\ mathfrak M} _ \ odot $ відтягує момент загорання гелію. Температура починає помітно зростати лише тоді, коли ядро ​​стає майже ізотермічна. Горіння 4 He визначає еволюцію зірок з моменту, коли енерговиділення перевищує втрати енергії шляхом теплопровідності і випромінювання нейтрино. Це ж умова відноситься до горіння всіх наступних виглядом ядерного палива.
Примітна особливість зоряних ядер з виродженого газу, охолоджуваних нейтрино, - це "конвергенція" - зближення треків, які характеризують співвідношення щільності $ \ Rho_c $ і температури T c в центрі зірки (рис. 3). Швидкість енерговиділення при стисканні ядра визначається швидкістю приєднання речовини до нього через шаровий джерело, яка залежить тільки від маси ядра при даному виді палива. У ядрі повинен підтримуватися баланс припливу й відтоку енергії, тому в ядрах зірок встановлюється однакове розподіл температури і щільності. До моменту загоряння 4 He маса ядра $ {\ Mathfrak M} _c \ approx 0,4-0,5 {\ mathfrak M} _ \ odot $ в залежності від вмісту важких елементів. У ядрах з виродженого газу загоряння 4 He має характер теплового вибуху, тому що енергія, що виділяється при горінні, йде на збільшення енергії теплового руху електронів, але тиск із зростанням температури майже не змінюється до тих пір, поки теплова енергія електронів не зрівняється з енергією виродженого газу електронів. Тоді виродження знімається і ядро ​​швидко розширюється - відбувається гелієва спалах. Гелієві спалаху, ймовірно, супроводжуються втратою зоряної речовини. У кульових зоряних скупчень, де масивні зірки вже давно закінчили еволюцію і червоні гіганти мають маси $ \ Approx 1 {\ mathfrak M} _ \ odot $ , Зірки на стадії горіння гелію знаходяться на горизонтальній гілки Г.-Р.д.
У гелієвих ядрах зірок з $ {\ Mathfrak M}> 2,5 {\ mathfrak M} _ \ odot $ газ не виродилися, 4 He загоряється спокійно, але ядра також розширюються через зростання T c. У найбільш масивних зірок загоряння 4 He відбувається ще тоді, коли вони є блакитними надгігантами. Розширення ядра веде до зменшення $ \ Rho $ T в області водневого шарового джерела, і світність зірки після гелієвої спалаху падає. Для підтримки теплового рівноваги оболонка стискається, і зірка йде з області червоних надгігантів. Коли 4 He в ядрі виснажується, знову починається стиск ядра і розширення оболонки, зірка знову стає червоним надгігантом. Утворюється шарової джерело горіння 4 He, який домінує в енерговиділення. Знову виникає зовн. конвективна зона. По мірі вигоряння гелію і водню товщина шарових джерел зменшується. Тонкий шар горіння гелію виявляється термічно нестійким, тому що при дуже сильної чутливості енерговиділення до температури ( $ \ Varepsilon \ sim T ^ {40} $ ) Теплопровідність речовини недостатня для того, щоб погасити теплові обурення в шарі горіння. При теплових спалахи в шарі виникає конвекція. Якщо вона проникає в шари, багаті воднем, то в результаті повільного процесу нейтронного захоплення (s-процесу) синтезуються елементи з атомними масами $ A \ le 209 $ від 22 Ne до 209 B.
Тиск випромінювання на пил і молекули, які утворюються в холодних протяжних оболонках червоних надгігантів, призводить до безперервної втрати речовини зі швидкістю до $ (10 ^ {-6} -10 ^ {-5}) {\ mathfrak M} _ \ odot $ на рік. Безперервна втрата маси може доповнюватися втратами, зумовленими нестійкістю шарового горіння або пульсаціями, що може призвести до викиду однієї або кількох оболонок. Коли кількість речовини над вуглецево-кисневим ядром стає меншим деякої межі, оболонка для підтримки температури в шарах горіння змушена стискатися до тих пір, поки стиснення здатне підтримувати горіння; зірка на Г.-Р.д. зміщується майже горизонтально вліво. На цьому етапі нестійкість верств горіння також може призводити до розширення оболонки і втрати речовини. Поки зірка досить гаряча, вона спостерігається як ядро ​​планетарної туманності з однією або кількома оболонками. Коли шарові джерела зміщуються до поверхні зірки настільки, що температура в них стає нижче необхідної для ядерного горіння, зірка охолоджується, перетворюючись у білий карлик з $ {\ Mathfrak M} <1,4 {\ mathfrak M} _ \ odot $ , Що випромінює за рахунок витрати теплової енергії іонного компонента його речовини. Характерне час охолодження білих карликів ~ 10 9 років. Нижня межа мас одиночних зірок, які перетворюються на білі карлики, неясна, вона оцінюється в 3-6 $ {\ Mathfrak M} _ \ odot $ . У зірок з $ {\ Mathfrak M} <8 {\ mathfrak M} _ \ odot $ електронний газ вироджується на стадії зростання вуглецево-кисневих (C, O-) ядер зірок. Як і в гелієвих ядрах зірок, з-за нейтрино втрат енергії відбувається "конвергенція" умов в центрі і на момент загоряння вуглецю в C, O-ядрі $ {\ Mathfrak M} _c \ approx 1,4 {\ mathfrak M} _ \ odot, T_c \ approx3 \ cdot 10 ^ 8 К, \ rho_c \ approx 2 \ cdot 10 ^ 9 \ mbox {г / см} ^ 3 $ . Загоряння 12 C за таких умов, швидше за все, має характер вибуху і призводить до повного руйнування зірки. Повного руйнування може не відбутися, якщо $ \ Rho_c \ ge 5 \ cdot 10 ^ 9 \ mbox {г / см} ^ 3 $ . Така щільність досяжна, коли швидкість росту ядра визначається акрецією речовини супутника в тісному подвійній системі.

4. Кінцеві стадії еволюції
У зірок з $ {\ Mathfrak M}> 8 {\ mathfrak M} _ \ odot $ можуть, в принципі, в центральній області послідовно вигоріти кисень, неон, магній, сірка, кремній і утворитися ядро, що складається з елементів групи заліза - від Sc до Ni. Умови в центрі зірки при цьому такі, що загоряння кожного чергового елемента відбувається, коли маса ядра зірки, що складається з цього елемента, близька до $ {\ Mathfrak M} _Ч $ . Зірка набуває структуру, подібну "цибулині": "залізне" ядро ​​оточене численними шарами з продуктів ядерного горіння на попередніх стадіях. Після утворення "залізного" ядра, а в деяких випадках і раніше, відбувається гравітаційний колапс - втрата зіркою гідродинамічної стійкості, коли показник адіабати $ \ Gamma $ стає менше 4 / 3, тому що при цьому збільшення тиску, обумовлене зростанням щільності, не здатне зупинити стиснення. Причинами зниження $ \ Gamma $ можуть бути: захоплення електронів ядрами 20 O і 24 Mg в O-Ne-Mg-ядрі зірок з масою 8-12 $ {\ Mathfrak M} _ \ odot $ , Фотодисоціація (з великою витратою енергії) ядер заліза 56 Fe = 13 4 He + 4n у зірок з $ {\ Mathfrak M} \ approx (12-90) {\ mathfrak M} _ \ odot $ , Народження пар e + + e - в C, O-ядрах зірок з $ {\ Mathfrak M} \ ge 90 {\ mathfrak M} _ \ odot $ . В останньому випадку в ході колапсу відбувається детонація кисню, що призводить до повного розльоту речовини зірки. У результаті колапсу досягаються щільності $ \ Rho \ sim 10 ^ {12} \ mbox {г / см} ^ 3 $ , При яких енергетично вигідна нейтронізація речовини. Для виродженого газу нейтронів $ \ Gamma = 5 / 3 $ і його тиск може протистояти тяжінню, якщо $ {\ Mathfrak M} <2 {\ mathfrak M} _ \ odot $ . У цьому випадку утворюється нейтронна зірка. При $ {\ Mathfrak M} \ ge 2 {\ mathfrak M} _ \ odot $ колапс необмежений і зірка перетворюється на чорну діру. При зупинці колапсу біля кордону нейтронної зірки виникає ударна хвиля, яка, поширюючись назовні, викликає скидання оболонки.
Цілий комплекс процесів, що супроводжують термоядерні вибухи в ядрах і гравітаційний колапс, ще не до кінця зрозумілий і вимагає подальшого вивчення. Це - кінетика ядерних реакцій і Догорание залишків ядерного палива, яке в принципі може зупинити колапс, перенесення енергії, нейтрино процеси, роль магнітних процесів і обертання, механізми передачі енергії від ядра до оболонки. Тим не менш, можна стверджувати, що явища, які супроводжують вибухове горіння 12 C і гравітаційний колапс масивних зірок, при яких виділяється енергія ~ жовтня 1951 ерг у вигляді випромінювання і кінетичної енергії скинутої оболонки і ~ (жовтень 1953 -10 54) ерг у вигляді нейтрино і антинейтрино, задовільно пояснюють спостережувані спалаху наднових II типу. Продукти вибуху - молоді нейтронні зірки, що випромінюють за рахунок кінетичної енергії обертання, протягом перших 10 5 -10 6 років свого існування спостерігаються як пульсари. Статистичні оцінки чисельності пульсарів вказують на те, що в них перетворюються всі зірки з $ {\ Mathfrak M} \ ge (6-10) {\ mathfrak M} _ \ odot $ , Це грубо узгоджується з передбаченнями теорії і зі спостережуваним числом наднових зірок.
Причина спалахів наднових I типу, які відбуваються в зоряних системах, де в даний час закінчують еволюцію старі об'єкти з $ {\ Mathfrak M} \ approx {\ mathfrak M} _ \ odot $ , Все ще до кінця не ясна.
При вибухах наднових відбувається синтез важких елементів, які потім викидаються в міжзоряний простір разом з елементами, синтезованими в ході попередньої еволюції. Це визначає найважливіше космологічне значення наднових зірок.
У ході еволюції в оболонці зірки можуть виникнути умови, при яких зона часткової дворазової іонізації гелію здатна при стисканні зірки поглинати енергію (вона йде на іонізацію), а при розширенні - вивільняти її, підтримуючи пульсації. Межі області, в якій діє цей механізм, визначають на Г.-Р.д. смугу нестабільності (рис. 2), в яку потрапляють багато типів пульсуючих зірок: цефеїди, зірки типу $ \ Delta $ Щита, RR Ліри та ін Аналогічним чином зона неповної іонізації водню може, ймовірно, підтримувати нестійкість довгоперіодичних змінних типу Світи Кіта.

Висновок
Еволюція зірок - зміна фізичних характеристик, внутрішньої будови та хімічного складу зірок з часом.
Сучасна теорія еволюції зірок здатна пояснити загальний хід розвитку зірок і знаходиться в задовільному якісному і кількісному згоду з даними спостережень. Надалі теорія повинна врахувати вплив обертання і магнітні поля, роль яких може бути особливо важливою в процесі утворення зірок і на швидких стадіях еволюції, таких, наприклад, як вибухи наднових зірок. Особливу проблему становлять еволюції зірок в тісних подвійних системах, де на еволюцію впливає обмін речовиною між компонентами.

Список літератури
1. Зельдович Я.Б., Новіков І.Д. Теорія тяжіння і еволюція зірок. - М., 1971.
2. Каплан С.А. Фізика зірок. 3 видавництва. - М., 1977.
3. На передньому краї астрофізики (пер. з англ.). - М., 1979.
4. Походження і еволюція галактик і зірок. - М., 1976.
5. Шкловський І.С. Всесвіт, життя, розум. - М, 1977.
6. Шкловський І.С. Зірки. Їх народження, життя і смерть. 2 видавництва. - М., 1977.
Додати в блог або на сайт

Цей текст може містити помилки.

Астрономія | Контрольна робота
66.1кб. | скачати


Схожі роботи:
Походження галактик і зірок Будова нашої Галактики Еволюція зірок
Еволюція зірок 3
Еволюція зірок 2
Класифікація та еволюція зірок
Еволюція поглядів про народження зірок
Будова походження і еволюція галактик і зірок
Основні характеристики зірок. Народження зірок
© Усі права захищені
написати до нас