Зміст
Введення. 3
1.Істочнікі енергії зірок. 5
Гравітаційне стиснення. 5
Термоядерний синтез. 6
2. Ранні стадії еволюції зірок. 11
3. Вихід зірок з головної послідовності. Гравітаційний колапс і пізні стадії еволюції зірок. 15
4. Особливості еволюції тісних подвійних систем. 22
Висновок. 25
Список використаної літератури .. 26
Введення
Багато сотні і тисячі років людство користувалось дарами Сонця, не замислюючись про його природу. Пізніше Сонце обожнювали древні єгиптяни, перси. Але вони також мізерно мало знали про істинну природу Сонця. У ті часи астрономія тільки зароджувалася, робила перші кроки, вчилася вимірювати відстані, пророкувати розливи річок і час сонячних і місячних затемнень.Розвиток науки в Давньому світі і особливо грецької філософії привело до того, що зародилося вчення про те, що зірки - це далекі сонця. Але природа і цих далеких сонць і нашого ближчого світила була не відомою. Сократ сказав: «все це назавжди залишиться таємницею для смертного і самим богам шкода дивитися на старання людини розгадати те, що вони назавжди сховали від людини ...». Через дві тисячі років те ж твердив і французький філософ Огюст Конт: «ми нічого не можемо дізнатися про зірок. Крім того, що вони існують. Навіть їх температура назавжди залишиться невідомою ... ». Але наука, як і наш світ, розвивається і через сто років все змінилося ...
За останні сто років, незважаючи на песимістичні прогнози Конта, вдалося з'ясувати основні проблеми, що стосуються природи зірок і фізики процесів, які відбуваються у їхніх надрах. Астрономи крок за кроком, поступово, вторгаються в ту область, яка за Сократом назавжди повинна бути таємницею для смертного.
Метою нашої роботи буде розглянути ті фізичні процеси, які є джерелами енергії зірок, розглянути процеси термоядерного синтезу та їх види, які проходять у надрах зірок на різних етапах її розвитку. Також розглянемо механізми перенесення енергії до поверхні зірок, що також досить важливо при з'ясуванні характеру зірки.
Зірки вічні з точки зору людини, але вони не вічні з точки зору самих зірок. Зірки народжуються і старіють, час життя людини мізерно порівняно з часом життя самої зірки. Але за допомогою математичного апарату і спостережень всесвіту астрономи змогли розрахувати моделі розвитку зірок залежно від її маси, радіуса і т.п. Тому в нашій роботі ми розглянемо також і процеси еволюції зірок.
1. Джерела енергії зірок
Протягом ста років після формулювання Р. Майером в 1842 році закону збереження енергії висловлювали багато гіпотез про природу джерел енергії зірок, зокрема була запропонована гіпотеза про випадання на зірку метеорних тіл, радіоактивному розпаді елементів, анігіляції протонів і електронів. Реальне значення мають тільки гравітаційне стиснення і термоядерний синтез.Гравітаційне стиснення
Зірку масою т ☼ і радіусом R можна характеризувати її потенційної енергією Е. Потенційною, або гравітаційної, енергією зірки називається робота, яку треба затратити, щоб розпорошити речовина зірки на нескінченність. І навпаки, ця енергія вивільняється при стисканні зірки, тобто при зменшенні її радіуса. Значення цієї енергії можна обчислити за допомогою формули:
Потенційна енергія Сонця дорівнює: Е ☼ = 5,9 ∙ жовтня 1941 Дж.
Теоретичне дослідження процесу гравітаційного стиснення зірки показало, що приблизно половину своєї потенційної енергії зірка випромінює, тоді, як друга половина витрачається на підвищення температури її маси приблизно до десяти мільйонів кельвінів. Неважко, однак, переконатися, що цю енергію Сонце висвітило б за 23 млн. років. Отже, гравітаційне стиснення може бути джерелом енергії зірок лише на деяких, досить коротких етапах їх розвитку.
Термоядерний синтез
Теорію термоядерного синтезу сформулювали у
Е = тс 2
де с - швидкість світла, по-третє, з'ясування в
Першою і найбільш ефективною з реакцій термоядерного синтезу є освіти з чотирьох протонів р ядра атома гелію за схемою:
Дуже важливо те, що тут виникає дефект маси: маса ядра гелію дорівнює 4,00389 а.о.м., тоді як маса чотирьох протонів 4,03252 а.о.м. За формулою Ейнштейна обчислимо енергію, яка виділяється під час утворення одного ядра гелію:
Неважко підрахувати, що якби Сонце на початковій стадії розвитку складалося з одного водню, то його перетворення в гелій було б достатнім для існування Сонця як зірки при нинішніх втрати енергії близько 100 млрд. років. Насправді ж ідеться про «вигорання» близько 10% водню з найглибших надр зірки, де температура достатня для реакцій синтезу.
Реакції синтезу гелію можуть проходити двома шляхами. Перший називається рр-циклом, другий - З NО-циклом. У тому й іншому випадку двічі на кожному ядрі гелію протон перетворюється в нейтрон за схемою:
де V - нейтрино.
У таблиці 1 вказано середній час кожної з термоядерних реакцій синтезу, проміжок, за який кількість вихідних частинок зменшиться в е раз.
Таблиця 1. Реакції синтезу гелію.
| Реакція | Виділятимуться енергія, МеВ | Середній час реакції. |
| рр-цикл | 1,44 5,9 12,85 | 14 млрд. років 5 с 1 млн. років |
| CNO-цикл | 1,95 2,22 7,54 7,35 2,71 4,96 | 13 млн. років 7 хв. 2,7 млн. років 320 млн. років 82 з 110 тис. років |
Якщо температура в надрах зірки після вичерпання там водню досягне сотень мільйонів кельвінів, а це можливо для зірок з масою т> 1,2 m ☼, то джерелом енергії стає реакція перетворення гелію в вуглець за схемою:
При вищих температурах перебігають такі реакції:
і т.д. аж до утворення ядер заліза. Це реакції екзотермічні, внаслідок їх ходу енергія вивільняється.
Як знаємо, енергія, яку випромінює зірка в навколишній простір, виділяється в її надрах і поступово просочується до поверхні зірки. Це перенесення енергії через товщу речовини зірки може здійснюватися двома механізмами: променистим перенесенням або конвекцією.
У першому випадку мова йде про багаторазовому поглинанні та випромінювання квантів. Фактично при кожному такому акті проходить дроблення квантів, тому замість жорстких γ-квантів, які виникають при термоядерному синтезі в надрах зірки до поверхні її доходять мільйони квантів низької енергії. При цьому виконується закон збереження енергії.
У теорії переносу енергії введено поняття довжини вільного пробігу кванта деякої частоти υ. Неважко зорієнтуватися, що в умовах зоряних атмосфер, довжина вільного пробігу кванта не перевищує кількох сантиметрів. І час просочування квантів енергії від центру зірки до її поверхні вимірюється мільйонами років. Однак у надрах зірок можуть скластися умови, за яких таке променисте рівновага порушується. Аналогічно поводиться вода в посудині, який підігрівають знизу. Певний час тут рідина знаходиться в стані рівноваги, оскільки молекула, отримавши надлишок енергії безпосередньо від дна посудини, встигає передати частину енергії за рахунок зіткнень інших молекул, які знаходяться вище. Тим самим встановлюється певний градієнт температури в посудині від її дна до верхнього краю. Проте з часом швидкість, з якою молекули можуть передавати енергію вгору за рахунок зіткнень, стає менше темпу передачі тепла знизу. Настає кипіння - перенесення тепла безпосереднім переміщенням речовини.
В основі теорії конвекції лежить принцип, що під час руху вгору кожен елемент маси не встигає обмінюватися енергією з навколишнім речовиною, тобто що цей рух адіабатичне. Це дає можливість розробити теорію конвективного руху, а відповідні рівняння вирішувати в об'єднанні з рівнянням гідростатичної рівноваги. Хоча в певних частинах зірки може існувати конвективна зона, рівновагу зірки як цілого зберігається.
Як з'ясовано, в умовах зоряних конфігурацій конвекція виникає у двох випадках в центральній частині зірки, якщо виділення енергії там відбувається у вельми швидкому темпі (завдяки процесам CNO-циклу), це стосується зірок, маси яких перевищують сонячну, і в оболонках зірок, якщо речовина там мало або зовсім не ионизировано.
2. Ранні стадії еволюції зірок
За сучасними уявленнями зірки утворюються внаслідок гравітаційного стиснення фрагментів газово-пилових хмар. Як показують дослідження, наявні в міжзоряному середовищі газо - пилові комплекси, маси яких досягають 103 .. 104 m ☼, розміри 10. 100 пк, а температури декількох десятків кельвінів, є гравітаційно-нестійкими і вони повинні стискатися. При цьому частина енергії йде на нагрівання речовини. Тим не менш, газ і пилинки швидко трансформують цю енергію в інфрачервоне випромінювання, яке вільно залишає газопилової комплекс. Це призводить до того, що температура речовини, яке стискається, практично не змінюється, тоді, як її щільність зростає. І врешті-решт, у відповідності з критерієм гравітаційної нестійкості Джинса, масивна газо - пилова хмара починає подрібнюватися на окремі фрагменти, які, стискуються, перетворюючись на протозірки - зародки майбутніх зірок.Однак для того, щоб протозірка могла стискатися надалі, вона повинна безупинно втрачати теплову енергію, яка виділяється при стискуванні. Інакше температура речовини зросте настільки, що тиск газу буде перешкоджати цьому стисненню. Таким механізмом відведення тепла виступає інфрачервоне випромінювання пилу і молекул газу. Це випромінювання вільно виходить з протозірки, несучи з собою надлишок теплової енергії.
Таким чином, протозірки є потужними джерелами інфрачервоного випромінювання. Спостереження показують, що в міжзоряних газопилових комплексах є компактні джерела інфрачервоного випромінювання. Це об'єкти Хербіга - Аро (Їх відомо понад 100), названі так на честь астрономів, які відкрили їх. Очевидно, протозірка будуть і джерела мазерного випромінювання молекул Н 2 О і ОН.
За останні 40 років уявлення про зміну фізичних параметрів протозвезд, а також і про їх еволюційних треках на діаграмі спектр-світність, радикально переглянуті. За цей же час вдосконалені методи обчислень радіуса, поверхневої температури і світності протозвезд, її внутрішньої структури за допомогою електронно-обчислювальних машин.
Наприклад, в 50-их роках вважали, що еволюційна крива, яку описує протозірка на діаграмі спектр-світність, починається в далекому правому нижньому кутку цієї діаграми, і що світність протозірки повільно і безперервно зростає аж до виходу на головну послідовність. При цьому вважали, що під час гравітаційного стискання зірки енергія в ній переноситься лише перевипроміненням. Однак у
Як тільки в центральній зоні спочатку однорідного газової кулі утворюється ядро зі значно вищої щільністю, то прискорення сили тяжіння біля нього збільшується і відповідно зростає швидкість падіння внутрішніх шарів протозірки. Ядро стискується, маса його безперервно зростає, відповідно збільшується і температура в центрі. Через кілька десятків тисяч років після початку формування температура вже сягає значення понад 10 6 К, так що в ядрі починає вигоряти дейтерій. Енергія через всі речовина ядра переноситься конвекцією. Проте все це випромінювання поглинає речовина оболонки, яка продовжує падати на вже сформований зародок протозірки. І лише, після того, як основна частина маси оболонки впаде на ядро, а її залишок стає прозорим, ми можемо помітити світло самої зірки. Ядро стискується до тих пір, поки температура в ньому не досягне значення, достатнього для реакцій синтезу гелію з чотирьох протонів. Сила тяжіння в кожній точці зірки врівноважується відповідно градієнтом тиску і на діаграмі спектр-світність зірка, відповідно її масі, займає певне місце на головній послідовності.
Отже, головна послідовність - це геометричне місце точок на діаграмі спектр-світність, що відображають положення зірок, в надрах яких водень перетворюється в гелій.
Обчислення показують, що стиснення протосонця тривало близько 25 млн. років. Для інших зірок цей час тим менше, чим більше їх маса. Протозірок з масою 15 т ☼ еволюціонує до головної послідовності за 60 000 років, а з масою m = 0,5 т ☼ - близько 150 млн. років.
Всі ці дані дають лише більш-менш можливі схеми розвитку протозвезд. Так як ще не з'ясовано, наскільки правильний вибір математичних співвідношень, які описують перенесення енергії з надр зірки конвекцією, як впливає на еволюційний шлях зірки її звернення навколо осі, а також магнітне поле, яке пронизує газопилову хмара. Що стосується обертання, то очевидно, що його надає сферичну симетрію. Обчислення, які поки що доводиться проводити з певними спрощеннями, дають можливість зробити висновок, що фрагмент, який від початку мав помітну обертання, з часом сплющується в напрямку осі обертання. При подальшій еволюції фрагмента він перетворюється в кільце, в якому через кілька десятків тисяч років формується два діаметрально протилежних ущільнення, які далі стають зірками, утворюючи подвійну систему.
Ущільнення, які формується в центральній зоні протозірки, може позбутися свого моменту кількості руху (передати його периферійним частинам хмари) завдяки магнітним полям, а також турбулентним рухам з урахуванням тертя. Однак ці процеси найменш вивчені.
3. Вихід зірок з головної послідовності. Гравітаційний колапс і пізні стадії еволюції зірок
Перебування зірки на головній послідовності триває до тих пір, поки в її надрах не вичерпається ядерне пальне - водень. Точніше, як це визначили уТут враховано, що світність зірки дорівнює:
Зі зменшенням вмісту водню в ядрі зірки коефіцієнт непрозорості речовини безперервно зменшується. Це призводить до безперервної перебудові зірки, що супроводжується стиском її ядра і розбуханням оболонки. При цьому частина потенційної енергії переходить в тепло, температура зірки зростає. У цей час реакції синтезу гелію з водню проходять в тонкому сферичному шарі, який безпосередньо оточує ядро. Оскільки водень в згаданому шарі також поступово вигоряє, то відповідно безперервно зростає маса гелієвого ядра. Це призводить до збільшення сили тяжіння, подальшому стисненню ядра і до зростання температури в ньому. Відповідно зростає світність зірки. Енергія, яка виділяється в її надрах, не встигає просочуватися назовні за допомогою перевипромінювання фотонів, тому виникають конвективні потоки, так що дуже швидко конвекція стає вирішальним механізмом перенесення енергії від ядра через оболонку зірки.
Ядро стискується і температура його підвищується до тих пір, поки в ньому не почнуться реакції синтезу більш важких хімічних елементів (якщо маса зірки m> 1,2 m ☼). Наприклад, при температурі 200 млн. кельвінів при з'єднанні трьох ядер атома гелію синтезуються ядра атома вуглецю, а з часом при ще вищих температурах утворюються кисень, неон і т.д. При цьому на деякий час енергії, яка виділяється, достатньо, щоб тимчасово зупинити стиснення ядра. Реакції синтезу перебігають з виділенням енергії аж до синтезу ядер атомів заліза. Більш важкі хімічні елементи, які також утворюються, є наслідком ходу ендотермічних реакцій, які супроводжуються деяким охолодженням надр зірки.
За весь час вигоряння водню в ядрі зірки вона трохи зміщується на головній послідовності і дуже швидко залишає її, як тільки досягне межі Шенберга-Чандрасекара, перетворившись в залежності від своєї маси на червоного гіганта або надгіганта.
Якщо маса зірки m <1,2 m ☼, то після вичерпання водню в ядрі воно стискається. За кілька десятків тисяч років розміри ядра зірки зменшуються приблизно в 100 разів, щільність речовини в ньому дорівнює кільком сотням кілограмів на кубічний сантиметр. На цій стадії стиснення ядра зупиняється тиском виродженого електронного газу, тобто ядро зірки перетворюється на білий карлик. Оболонка зірки збільшується до (10 ... 100) R ☼, так що сама зірка стає червоним гігантом. Приблизно через 20000 років оболонка зовсім відокремлюється від ядра. На місці колишньої зірки головної послідовності залишається зірка білий карлик і оболонка, яка зі швидкістю близько 20 км / с розширюється в навколишній простір як планетарна туманність. Таким буде завершальний етап еволюції нашого Сонця.
Якщо маса зірки більше 1,2 m ☼, то при стисканні масивного ядра, температура в ньому сягає сотень мільйонів і навіть мільярдів кельвінів. Наприклад, в зірки з масою m = 2m ☼ формується чисто гелиевое ядро, де температура досягає 1,7 млрд. кельвінів. У ядрі такої зірки можливі термоядерні реакції аж до утворення кремнію.
На діаграмі спектр-світність після вигоряння водню в ядрі зірка зміщується вправо вгору, перетворюючись у червоного гіганта або надгіганта. Якщо маса зірки більше ніж 5m ☼, то як тільки з-за стиснення температура в ядрі перевищить
Як знаємо, кінцевим підсумком еволюції зірки з масою m <1,2 m ☼ буде білий карлик. Якщо ж маса зірки m> 1,2 m ☼, то після досягнення в її надрах щільності 10 9 кг / м 3 стиск не припиняється. Сила ваги тут настільки велика, що навіть тиск виродженого електронного газу не в змозі йому протидіяти. Тому при стисканні ядра зірки розпадаються ядра важких елементів на більш прості і проходять реакції «нейтронізаціі» речовини:
Протони, з яких складаються атомні ядра, які утворилися на попередній стадії еволюції зірки, нарешті перетворюються на нейтрони. Якщо, маса ядра менше 3m ☼, то його стиснення зупиниться при щільності близько 10 17 кг / м 3. Завдяки дії принципу заборони Паулі при згаданих плотностях в нейтронному газі також буде діяти специфічна сила відштовхування, яка не дає можливості речовині стискатися далі. Ядро такої зірки стане нейтронної зіркою.
Ядро стискується до розмірів нейтронної зірки дуже швидко, оскільки немає сил, які могли б перешкодити цьому. У свою чергу, при зіткненні речовини оболонки, яка падає вниз, з поверхнею ядра утворюється потужна ударна хвиля, яка поширюється вгору, зриваючи цю оболонку. Все це створює ефект спалаху наднової зірки.
За умов, створених в надрах масивних зірок на пізніх етапах їх еволюції, важливу роль у підтримці рівноваги зірки грають нейтрино. Як згадувалося (7, ст. 56), з надр Сонця нейтрино виносять 5% енергії, які там синтезується. З підвищенням температури в надрах зірки роль потоків нейтрино у винесенні енергії і в охолодженні постійно зростає. Зокрема, при температурах, вище 300 млн. кельвінів, значна кількість нейтрино і антинейтрино утворюється внаслідок розсіювання гамма-квантів на електронах (за схемою
Виносячи велика кількість енергії з надр зірки (при температурі понад 1 млрд. кельвінів це становить близько 50% всієї енергії, що вивільняється за рахунок гравітаційного стиснення і термоядерних реакцій), нейтрино тим самим істотно охолоджують ядро і виступають причиною все більшого стиснення в прискореному темпі . За підрахунками, без таких втрат енергії вуглець в ядрі зірки з масою 15,6 m ☼ згорав б протягом 250 тис. років. Винесення ж енергії нейтрино парами скорочує тривалість еволюції зірки на цьому етапі до 20 тис. років. Наступні термоядерні реакції, якщо б не було нейтринних потоків, тривали б близько 600 тис. років. Перенесення ж енергії з надр зірки нейтрино потоками призводить до того, що кінцеві фази еволюції зірок мають риси вибуху - колапсу, оскільки ядро стискується катастрофічно. Правильність цієї схеми підтвердили спостереження наднової з Великого Магелланової Хмари, коли відповідно проведених обчислень для таких явищ зафіксували короткочасний імпульс нейтринного випромінювання.
Складніше говорити про кінцевих етапах розвитку зірки, маса якої більше 3m ☼, оскільки маса нейтронної зірки не може перевищувати вказане значення. Висловлюють припущення, що такі зірки після переходу в стадію стиснення продовжують його, перетворюючись, нарешті, в чорні діри. Однак є підстави стверджувати, що більшість масивних зірок (з масою меншою, ніж 10m ☼) позбавляється від надлишку своєї маси на тих етапах еволюції, коли після вигоряння (слід пам'ятати, що термін цей умовний) водню, потім гелію і інших елементів в надрах зірки , вона на короткий час стає надгігантом. Такі надгіганти, з поверхні яких інтенсивно «стікає» речовина (з темпом його втрати до 10 -5 m ☼ / рік), справді існують. Однак повністю заперечувати проти можливості стиснення маси зірки за її сферу Шварцшильда не можна. За статистичними даними видно, що кожен рік в Галактиці повинні були б завершувати свою еволюцію близько п'яти зірок з масами понад 3m ☼, і стільки мало б спалахувати найновіших. Але в середньому в Галактиці спалахує одна наднова за 50 років (у наш час в останній раз це трапилося в 1604 р .). Тому не виключено, що певна кількість зірок переходить у новий стан (можливо, в стан чорної діри), «беззвучно», без зовнішніх ефектів.
Хоча сам спалах наднової, явище короткочасне, в цей момент проходять важливі реакції синтезу важких хімічних елементів. Тому коротко перерахуємо всі процеси синтезу із загальноприйнятими назвами (7, ст. 112).
Н-процес - перетворення водню в гелій у надрах звичайних зірок, в тому числі в надрах Сонця, за схемою:
а-процес - сукупність реакцій синтезу вуглецю і гелію за схемою 3 4 Не
е-процес - утворення ядер елементів групи заліза:
в надрах масивних зірок при температурах
s-процес (від англ. Slow - повільний) - процес повільного захоплення нейтронів в ядрах зірок з масою
r-процес (від англ. rарі d - швидкий) - швидкий процес захоплення нейтронів атомними ядрами, який відбувається в надрах наднової під час спалаху протягом усього близько 100 с. При цьому утворюються елементи з атомною масою близько 270, у тому числі уран і торій.
р-процес - процес захоплення протонів ядрами важких елементів, який відбувається в оболонках наднових.
υ-процес - утворення в оболонці наднової ядер деяких хімічних елементів при взаємодії з речовиною оболонки потоків нейтрино, які виходять з надр колапсірующего ядра зірки.
Х-процес - утворення літію, берилію і бору внаслідок процесів розщеплення, при яких легка частинка високої енергії стикається з важким ядром і вибиває з нього легкий осколок. Так пояснюють різницю в середній поширеності хімічних елементів у Сонячній системі і їх вмістом у космічних променях, де Х-процеси дуже ефективні.
Але спостережувані зоряні системи дуже часто різко суперечать цієї теоретичної схемою. Особливо це стосується тісних подвійних систем. Наприклад, в переважній більшості добре вивчених тісних подвійних систем один з компонентів є субгіганти, тоді як другий - нормальної зіркою головної послідовності. При цьому виявляється, що маси субгіганти, як правило, менше мас зірок головної послідовності - компонентів тієї ж системи. А це суперечить наведеній вище теорії еволюції одинарних зірок, адже в зону червоних гігантів швидше повинна пересуватися та зірка, яка має велику масу.
Цю проблему вирішили, коли з'ясували, що субгіганти - компоненти тісних подвійних систем заповнюють свою порожнину Роша (3, ст. 367). У тісних подвійних системах поверхню Роша обмежує можливі розміри компонентів зоряної системи. Тому можна стверджувати, що початкові маси червоних субгіганти були великими. Однак у процесі еволюції такої зірки після вигоряння основної частини водню в її надрах ядро стискалося, і розбухала оболонка. Під час такого розширення речовина оболонки перетинало поверхню Роша і покидало зірку, переходячи до зірки-супутнику і осідаючи на його поверхні. У цьому полягає так звана гіпотеза «зміни ролей»: внаслідок обміну масою головним компонентом системи стає зірка, початкова маса якої спочатку була меншою і яка тому ще залишається у своїй еволюції на головній послідовності. Значний надлишок світності субгіганти (приблизно на 3т), який суперечить його малій масі, пояснюється підвищеним вмістом гелію в зовнішніх шарах зірки, завдяки чому ці шари більш прозорі. А це впливає на випромінювання енергії, яка звільняється в надрах зірки.
Розрахунки підтверджують високу ефективність процесу «зміни ролей». Виявляється, що таке «зміна ролей» у кожній подвійній системі може відбуватися кілька разів. Втративши частину маси, перша зірка з часом, зіщулившись, за своїми розмірами може стати менше своєї порожнини Роша, тоді як друга, розширившись, заповнить свою порожнину, і процес обміну масою повториться, але вже у зворотному напрямку. За обчисленнями, такий обмін масою триває всього кілька десятків або сотень тисяч років.
Наведемо приклад таких обчислень. Розглянемо еволюцію тісної подвійної системи з масами m1 = 5m ☼ і m2 = 4m ☼ при відстані між компонентами рівному а = 13,8 R ☼. Спочатку еволюція першої зірки проходить так само, як і одинарної, і на діаграмі спектр-світність вона зміщується з головної послідовності трохи вгору. Незабаром зірка заповнює свою порожнину Роша і речовина починає перепливати до другого компонента, причому за всього 420 000 років маса першої зірки зменшиться до 0,94 m ☼. На діаграмі спектр-світність зірка опускається вниз майже паралельно до головної послідовності, причому її світність зменшується майже в десять разів. Після цього перша зірка рухається вгору до початкової світності і швидко пересувається вліво в зону білих карликів. Другий компонент збільшує свою масу вдвічі і пересувається вгору уздовж головної послідовності.
З обміном масою у тісних подвійних системах пов'язаний феномен спалаху нової зірки. Аналіз показав, що спалах виникає в тому випадку, якщо компонентом, який збільшує свою масу, є білий карлик. Падаючи на поверхню зірки білого карлика, речовина (головним чином водень) накопичується, стискається і нагрівається. І якщо маса речовини, захопленого зіркою, становитиме приблизно 10-3m ☼, то температура і щільність в поверхневому шарі білого карлика зростуть настільки, що в ньому стануть можливими термоядерні реакції азотного циклу. При цьому виділення тепла вгору тут недостатньо швидке. Як наслідок, у водневій оболонці білого карлика розвивається теплова нестійкість, настає вибух і накопичену при акреціі оболонку зриває ударна хвиля.
Таким чином, можна пояснити як спостережувану потужність спалахів нових зірок, так і наявність повторних нових.
Ефективність механізму обміну масою, очевидно, істотно зменшується із зростанням маси компонентів в тому розумінні, що тоді значна частина маси потрапляє в міжзоряний простір, так що система її взагалі втрачає. Як приклад можна показати, що в ряді випадків компонентами тісних подвійних (спектрально-подвійних) систем є зірки Вольфа-Райе - об'єкти, маси яких досягають 10m ☼. Тут швидкості розльоту газової оболонки складають 1000 ... 1500 км / с при темпі втрати маси 10-5 ... 10-4 m ☼ за рік. Важливу роль при цьому, очевидно, грає високий світність згаданих зірок і світлове тиск у їхніх зовнішніх шарах. Особливості еволюції зірок Вольфа-Райє остаточно ще не з'ясовані. На сьогодні встановлено, що в їх атмосферах більше гелію, ніж водню, і що вони в основному належать до плоскої складової Галактики і є молодими зірками.
Розглянуто також шляхи генерації енергії в ядрах зірок залежно від їх положення в головній послідовності і різні термоядерні цикли генерації.
Розглянуті питання описують розвиток зірки в часі.
2. Гінділіс Л.М. 1990. Андрій Дмитрович Сахаров і пошуки позаземних цивілізацій / / Земля і Всесвіт. 1990. N 6. С. 63-67.
3. Єфремов І. М. З глибини Всесвіту. 248 с. Ільямінов Б. А. Нариси про всесвіт, маси, радіуса і т.п. з часом життя самої зірки і характеру зірочок М.: Наука, 1984, 196 с.
4. Климишин І. А. Астрономія наших днів. 3-тє вид. М.: Наука, 1986, 286 с.
5. Климишин І. А. Відкриття Всесвіту. 2-е вид. М.: Наука, 1992, 248 с.
6. Климишин А. В. Астрономія. М.: Наука, 1992., 237 с.
7. Шкловський І. С. Зірки: їх народження, життя і смерть. 3-тє вид. М.: Вища школа, 1984, 342 с.
Ядро стискується і температура його підвищується до тих пір, поки в ньому не почнуться реакції синтезу більш важких хімічних елементів (якщо маса зірки m> 1,2 m ☼). Наприклад, при температурі 200 млн. кельвінів при з'єднанні трьох ядер атома гелію синтезуються ядра атома вуглецю, а з часом при ще вищих температурах утворюються кисень, неон і т.д. При цьому на деякий час енергії, яка виділяється, достатньо, щоб тимчасово зупинити стиснення ядра. Реакції синтезу перебігають з виділенням енергії аж до синтезу ядер атомів заліза. Більш важкі хімічні елементи, які також утворюються, є наслідком ходу ендотермічних реакцій, які супроводжуються деяким охолодженням надр зірки.
За весь час вигоряння водню в ядрі зірки вона трохи зміщується на головній послідовності і дуже швидко залишає її, як тільки досягне межі Шенберга-Чандрасекара, перетворившись в залежності від своєї маси на червоного гіганта або надгіганта.
Якщо маса зірки m <1,2 m ☼, то після вичерпання водню в ядрі воно стискається. За кілька десятків тисяч років розміри ядра зірки зменшуються приблизно в 100 разів, щільність речовини в ньому дорівнює кільком сотням кілограмів на кубічний сантиметр. На цій стадії стиснення ядра зупиняється тиском виродженого електронного газу, тобто ядро зірки перетворюється на білий карлик. Оболонка зірки збільшується до (10 ... 100) R ☼, так що сама зірка стає червоним гігантом. Приблизно через 20000 років оболонка зовсім відокремлюється від ядра. На місці колишньої зірки головної послідовності залишається зірка білий карлик і оболонка, яка зі швидкістю близько 20 км / с розширюється в навколишній простір як планетарна туманність. Таким буде завершальний етап еволюції нашого Сонця.
Якщо маса зірки більше 1,2 m ☼, то при стисканні масивного ядра, температура в ньому сягає сотень мільйонів і навіть мільярдів кельвінів. Наприклад, в зірки з масою m = 2m ☼ формується чисто гелиевое ядро, де температура досягає 1,7 млрд. кельвінів. У ядрі такої зірки можливі термоядерні реакції аж до утворення кремнію.
На діаграмі спектр-світність після вигоряння водню в ядрі зірка зміщується вправо вгору, перетворюючись у червоного гіганта або надгіганта. Якщо маса зірки більше ніж 5m ☼, то як тільки з-за стиснення температура в ядрі перевищить
Як знаємо, кінцевим підсумком еволюції зірки з масою m <1,2 m ☼ буде білий карлик. Якщо ж маса зірки m> 1,2 m ☼, то після досягнення в її надрах щільності 10 9 кг / м 3 стиск не припиняється. Сила ваги тут настільки велика, що навіть тиск виродженого електронного газу не в змозі йому протидіяти. Тому при стисканні ядра зірки розпадаються ядра важких елементів на більш прості і проходять реакції «нейтронізаціі» речовини:
Протони, з яких складаються атомні ядра, які утворилися на попередній стадії еволюції зірки, нарешті перетворюються на нейтрони. Якщо, маса ядра менше 3m ☼, то його стиснення зупиниться при щільності близько 10 17 кг / м 3. Завдяки дії принципу заборони Паулі при згаданих плотностях в нейтронному газі також буде діяти специфічна сила відштовхування, яка не дає можливості речовині стискатися далі. Ядро такої зірки стане нейтронної зіркою.
Ядро стискується до розмірів нейтронної зірки дуже швидко, оскільки немає сил, які могли б перешкодити цьому. У свою чергу, при зіткненні речовини оболонки, яка падає вниз, з поверхнею ядра утворюється потужна ударна хвиля, яка поширюється вгору, зриваючи цю оболонку. Все це створює ефект спалаху наднової зірки.
За умов, створених в надрах масивних зірок на пізніх етапах їх еволюції, важливу роль у підтримці рівноваги зірки грають нейтрино. Як згадувалося (7, ст. 56), з надр Сонця нейтрино виносять 5% енергії, які там синтезується. З підвищенням температури в надрах зірки роль потоків нейтрино у винесенні енергії і в охолодженні постійно зростає. Зокрема, при температурах, вище 300 млн. кельвінів, значна кількість нейтрино і антинейтрино утворюється внаслідок розсіювання гамма-квантів на електронах (за схемою
Виносячи велика кількість енергії з надр зірки (при температурі понад 1 млрд. кельвінів це становить близько 50% всієї енергії, що вивільняється за рахунок гравітаційного стиснення і термоядерних реакцій), нейтрино тим самим істотно охолоджують ядро і виступають причиною все більшого стиснення в прискореному темпі . За підрахунками, без таких втрат енергії вуглець в ядрі зірки з масою 15,6 m ☼ згорав б протягом 250 тис. років. Винесення ж енергії нейтрино парами скорочує тривалість еволюції зірки на цьому етапі до 20 тис. років. Наступні термоядерні реакції, якщо б не було нейтринних потоків, тривали б близько 600 тис. років. Перенесення ж енергії з надр зірки нейтрино потоками призводить до того, що кінцеві фази еволюції зірок мають риси вибуху - колапсу, оскільки ядро стискується катастрофічно. Правильність цієї схеми підтвердили спостереження наднової з Великого Магелланової Хмари, коли відповідно проведених обчислень для таких явищ зафіксували короткочасний імпульс нейтринного випромінювання.
Складніше говорити про кінцевих етапах розвитку зірки, маса якої більше 3m ☼, оскільки маса нейтронної зірки не може перевищувати вказане значення. Висловлюють припущення, що такі зірки після переходу в стадію стиснення продовжують його, перетворюючись, нарешті, в чорні діри. Однак є підстави стверджувати, що більшість масивних зірок (з масою меншою, ніж 10m ☼) позбавляється від надлишку своєї маси на тих етапах еволюції, коли після вигоряння (слід пам'ятати, що термін цей умовний) водню, потім гелію і інших елементів в надрах зірки , вона на короткий час стає надгігантом. Такі надгіганти, з поверхні яких інтенсивно «стікає» речовина (з темпом його втрати до 10 -5 m ☼ / рік), справді існують. Однак повністю заперечувати проти можливості стиснення маси зірки за її сферу Шварцшильда не можна. За статистичними даними видно, що кожен рік в Галактиці повинні були б завершувати свою еволюцію близько п'яти зірок з масами понад 3m ☼, і стільки мало б спалахувати найновіших. Але в середньому в Галактиці спалахує одна наднова за 50 років (у наш час в останній раз це трапилося в
Хоча сам спалах наднової, явище короткочасне, в цей момент проходять важливі реакції синтезу важких хімічних елементів. Тому коротко перерахуємо всі процеси синтезу із загальноприйнятими назвами (7, ст. 112).
Н-процес - перетворення водню в гелій у надрах звичайних зірок, в тому числі в надрах Сонця, за схемою:
а-процес - сукупність реакцій синтезу вуглецю і гелію за схемою 3 4 Не
е-процес - утворення ядер елементів групи заліза:
в надрах масивних зірок при температурах
s-процес (від англ. Slow - повільний) - процес повільного захоплення нейтронів в ядрах зірок з масою
r-процес (від англ. rарі d - швидкий) - швидкий процес захоплення нейтронів атомними ядрами, який відбувається в надрах наднової під час спалаху протягом усього близько 100 с. При цьому утворюються елементи з атомною масою близько 270, у тому числі уран і торій.
р-процес - процес захоплення протонів ядрами важких елементів, який відбувається в оболонках наднових.
υ-процес - утворення в оболонці наднової ядер деяких хімічних елементів при взаємодії з речовиною оболонки потоків нейтрино, які виходять з надр колапсірующего ядра зірки.
Х-процес - утворення літію, берилію і бору внаслідок процесів розщеплення, при яких легка частинка високої енергії стикається з важким ядром і вибиває з нього легкий осколок. Так пояснюють різницю в середній поширеності хімічних елементів у Сонячній системі і їх вмістом у космічних променях, де Х-процеси дуже ефективні.
4. Особливості еволюції тісних подвійних систем
Подвійні, як і більш складні зоряні системи (кратні зірки), формуються завдяки збереженню моменту кількості руху. Тому в кожному конкретному випадку вік зірок, що утворюють цю систему, повинен бути однаковим. А якщо це так, то будь-які відмінності між компонентами (розміри, поверхневі температури тощо) були б обумовлені різницею у значеннях їх мас.Але спостережувані зоряні системи дуже часто різко суперечать цієї теоретичної схемою. Особливо це стосується тісних подвійних систем. Наприклад, в переважній більшості добре вивчених тісних подвійних систем один з компонентів є субгіганти, тоді як другий - нормальної зіркою головної послідовності. При цьому виявляється, що маси субгіганти, як правило, менше мас зірок головної послідовності - компонентів тієї ж системи. А це суперечить наведеній вище теорії еволюції одинарних зірок, адже в зону червоних гігантів швидше повинна пересуватися та зірка, яка має велику масу.
Цю проблему вирішили, коли з'ясували, що субгіганти - компоненти тісних подвійних систем заповнюють свою порожнину Роша (3, ст. 367). У тісних подвійних системах поверхню Роша обмежує можливі розміри компонентів зоряної системи. Тому можна стверджувати, що початкові маси червоних субгіганти були великими. Однак у процесі еволюції такої зірки після вигоряння основної частини водню в її надрах ядро стискалося, і розбухала оболонка. Під час такого розширення речовина оболонки перетинало поверхню Роша і покидало зірку, переходячи до зірки-супутнику і осідаючи на його поверхні. У цьому полягає так звана гіпотеза «зміни ролей»: внаслідок обміну масою головним компонентом системи стає зірка, початкова маса якої спочатку була меншою і яка тому ще залишається у своїй еволюції на головній послідовності. Значний надлишок світності субгіганти (приблизно на 3т), який суперечить його малій масі, пояснюється підвищеним вмістом гелію в зовнішніх шарах зірки, завдяки чому ці шари більш прозорі. А це впливає на випромінювання енергії, яка звільняється в надрах зірки.
Розрахунки підтверджують високу ефективність процесу «зміни ролей». Виявляється, що таке «зміна ролей» у кожній подвійній системі може відбуватися кілька разів. Втративши частину маси, перша зірка з часом, зіщулившись, за своїми розмірами може стати менше своєї порожнини Роша, тоді як друга, розширившись, заповнить свою порожнину, і процес обміну масою повториться, але вже у зворотному напрямку. За обчисленнями, такий обмін масою триває всього кілька десятків або сотень тисяч років.
Наведемо приклад таких обчислень. Розглянемо еволюцію тісної подвійної системи з масами m1 = 5m ☼ і m2 = 4m ☼ при відстані між компонентами рівному а = 13,8 R ☼. Спочатку еволюція першої зірки проходить так само, як і одинарної, і на діаграмі спектр-світність вона зміщується з головної послідовності трохи вгору. Незабаром зірка заповнює свою порожнину Роша і речовина починає перепливати до другого компонента, причому за всього 420 000 років маса першої зірки зменшиться до 0,94 m ☼. На діаграмі спектр-світність зірка опускається вниз майже паралельно до головної послідовності, причому її світність зменшується майже в десять разів. Після цього перша зірка рухається вгору до початкової світності і швидко пересувається вліво в зону білих карликів. Другий компонент збільшує свою масу вдвічі і пересувається вгору уздовж головної послідовності.
З обміном масою у тісних подвійних системах пов'язаний феномен спалаху нової зірки. Аналіз показав, що спалах виникає в тому випадку, якщо компонентом, який збільшує свою масу, є білий карлик. Падаючи на поверхню зірки білого карлика, речовина (головним чином водень) накопичується, стискається і нагрівається. І якщо маса речовини, захопленого зіркою, становитиме приблизно 10-3m ☼, то температура і щільність в поверхневому шарі білого карлика зростуть настільки, що в ньому стануть можливими термоядерні реакції азотного циклу. При цьому виділення тепла вгору тут недостатньо швидке. Як наслідок, у водневій оболонці білого карлика розвивається теплова нестійкість, настає вибух і накопичену при акреціі оболонку зриває ударна хвиля.
Таким чином, можна пояснити як спостережувану потужність спалахів нових зірок, так і наявність повторних нових.
Ефективність механізму обміну масою, очевидно, істотно зменшується із зростанням маси компонентів в тому розумінні, що тоді значна частина маси потрапляє в міжзоряний простір, так що система її взагалі втрачає. Як приклад можна показати, що в ряді випадків компонентами тісних подвійних (спектрально-подвійних) систем є зірки Вольфа-Райе - об'єкти, маси яких досягають 10m ☼. Тут швидкості розльоту газової оболонки складають 1000 ... 1500 км / с при темпі втрати маси 10-5 ... 10-4 m ☼ за рік. Важливу роль при цьому, очевидно, грає високий світність згаданих зірок і світлове тиск у їхніх зовнішніх шарах. Особливості еволюції зірок Вольфа-Райє остаточно ще не з'ясовані. На сьогодні встановлено, що в їх атмосферах більше гелію, ніж водню, і що вони в основному належать до плоскої складової Галактики і є молодими зірками.
Висновок
У роботі ми розглянули питання еволюції зірок, генерації і розповсюдження енергії в оболонках зірок. У роботі розглянуто шляхи еволюції зірок залежно від їх маси і показано останні етапи еволюції різних систем. Також розглянуто еволюцію тісних зоряних систем, в яких можливий обмін масою та енергією.Розглянуто також шляхи генерації енергії в ядрах зірок залежно від їх положення в головній послідовності і різні термоядерні цикли генерації.
Розглянуті питання описують розвиток зірки в часі.
Список використаної літератури
1. Воронцов-Вельямінов Б. А. Нариси про всесвіт. 8-е изд. М.: Наука, 1980, 248 с.2. Гінділіс Л.М. 1990. Андрій Дмитрович Сахаров і пошуки позаземних цивілізацій / / Земля і Всесвіт. 1990. N 6. С. 63-67.
3. Єфремов І. М. З глибини Всесвіту. 248 с. Ільямінов Б. А. Нариси про всесвіт, маси, радіуса і т.п. з часом життя самої зірки і характеру зірочок М.: Наука, 1984, 196 с.
4. Климишин І. А. Астрономія наших днів. 3-тє вид. М.: Наука, 1986, 286 с.
5. Климишин І. А. Відкриття Всесвіту. 2-е вид. М.: Наука, 1992, 248 с.
6. Климишин А. В. Астрономія. М.: Наука, 1992., 237 с.
7. Шкловський І. С. Зірки: їх народження, життя і смерть. 3-тє вид. М.: Вища школа, 1984, 342 с.