Контрольная работа: Эволюция звезд

Гелиевое ядро, в котором еще не возникли условия для горения гелия, сжимается. Температура в слоевом источнике, прилегающем к ядру, увеличивается, скорость горения водорода возрастает. Необходимость переноса возросшего потока энергии приводит к расширению оболочки, на что тратится часть энергии. Поскольку светимость звезды не изменяется, температура ее поверхности падает, и на Г.-Р.д. звезда перемещается в область, занимаемую красными гигантамию Время перестройки звезды на два порядка меньше времени выгорания водорода в ядре, поэтому между полосой ГП и областью красных сверхгигантов мало звезд. С уменьшением температуры оболочки возрастает ее прозрачность, вследствие этого появляется внеш. конвективная зона и возрастает светимость звезды.

Отвод энергии из ядра посредством теплопроводности вырожденных электронов и нейтринных потерь у звезд с оттягивает момент загорания гелия. Температура начинает заметно расти лишь тогда, когда ядро становится почти изотермичным. Горение ⁴ He определяет эволюцию звезд с момента, когда энерговыделение превышает потери энергии путем теплопроводности и излучения нейтрино. Это же условие относится к горению всех последующих видом ядерного топлива.

Примечательная особенность звездных ядер из вырожденного газа, охлаждаемых нейтрино, - это "конвергенция" - сближение треков, которые характеризуют соотношение плотности и температуры T_c в центре звезды (рис. 3). Скорость энерговыделения при сжатии ядра определяется скоростью присоединения вещества к нему через слоевой источник, которая зависит только от массы ядра при данном виде топлива. В ядре должен поддерживаться баланс притока и оттока энергии, поэтому в ядрах звезд устанавливается одинаковое распределение температуры и плотности. К моменту загорания ⁴ He масса ядра в зависимости от содержания тяжелых элементов. В ядрах из вырожденного газа загорание ⁴ He имеет характер теплового взрыва, т.к. энергия, выделяющаяся при горении, идет на увеличение энергии теплового движения электронов, но давление с ростом температуры почти не изменяется до тех пор, пока тепловая энергия электронов не сравняется с энергией вырожденного газа электронов. Тогда вырождение снимается и ядро быстро расширяется - происходит гелиевая вспышка. Гелиевые вспышки, вероятно, сопровождаются потерей звездного вещества. У шаровых звездных скоплений, где массивные звезды уже давно закончили эволюцию и красные гиганты имеют массы , звезды на стадии горения гелия находятся на горизонтальной ветви Г.-Р.д.

В гелиевых ядрах звезд с газ не вырожден, ⁴ He загорается спокойно, но ядра также расширяются из-за возрастания T_c . У наиболее массивных звезд загорание ⁴ He происходит еще тогда, когда они являются голубыми сверхгигантами. Расширение ядра ведет к уменьшению T в области водородного слоевого источника, и светимость звезды после гелиевой вспышки падает. Для поддержания теплового равновесия оболочка сжимается, и звезда уходит из области красных сверхгигантов. Когда ⁴ He в ядре истощается, снова начинается сжатие ядра и расширение оболочки, звезда опять становится красным сверхгигантом. Образуется слоевой источник горения ⁴ He, который доминирует в энерговыделении. Снова возникает внеш. конвективная зона. По мере выгорания гелия и водорода толщина слоевых источников уменьшается. Тонкий слой горения гелия оказывается термически неустойчивым, т.к. при очень сильной чувствительности энерговыделения к температуре () теплопроводность вещества недостаточна для того, чтобы погасить тепловые возмущения в слое горения. При тепловых вспышках в слое возникает конвекция. Если она проникает в слои, богатые водородом, то в результате медленного процесса нейтронного захвата (s-процесса) синтезируются элементы с атомными массами от ²² Ne до ²⁰⁹ B.

Давление излучения на пыль и молекулы, образующиеся в холодных протяженных оболочках красных сверхгигантов, приводит к непрерывной потере вещества со скоростью до в год. Непрерывная потеря массы может дополняться потерями, обусловленными неустойчивостью слоевого горения или пульсациями, что может привести к выбросу одной или нескольких оболочек. Когда количество вещества над углеродно-кислородным ядром становится меньшим некоторого предела, оболочка для поддержания температуры в слоях горения вынуждена сжиматься до тех пор, пока сжатие способно поддерживать горение; звезда на Г.-Р.д. смещается почти горизонтально влево. На этом этапе неустойчивость слоев горения также может приводить к расширению оболочки и потере вещества. Пока звезда достаточно горяча, она наблюдается как ядро планетарной туманности с одной или несколькими оболочками. Когда слоевые источники смещаются к поверхности звезды настолько, что температура в них становится ниже необходимой для ядерного горения, звезда охлаждается, превращаясь в белый карлик с , излучающий за счет расхода тепловой энергии ионного компонента его вещества. Характерное время охлаждения белых карликов ~ 10₉ лет. Нижняя граница масс одиночных звезд, превращающихся в белые карлики, неясна, она оценивается в 3-6 . У звезд с электронный газ вырождается на стадии роста углеродно-кислородных (C,O-) ядер звезд. Как и в гелиевых ядрах звезд, из-за нейтринных потерь энергии происходит "конвергенция" условий в центре и к моменту загорания углерода в C,O-ядре . Загорание ₁₂ C при таких условиях, скорее всего, имеет характер взрыва и приводит к полному разрушению звезды. Полного разрушения может не произойти, если . Такая плотность достижима, когда скорость роста ядра определяется аккрецией вещества спутника в тесной двойной системе.

4. Конечные стадии эволюции

У звезд с могут, в принципе, в центральной области последовательно выгореть кислород, неон, магний, сера, кремний и образоваться ядро, состоящее из элементов группы железа - от Sc до Ni. Условия в центре звезды при этом таковы, что загорание каждого очередного элемента происходит, когда масса ядра звезды, состоящего из этого элемента, близка к . Звезда приобретает структуру, подобную "луковице": "железное" ядро окружено многочисленными слоями из продуктов ядерного горения на предыдущих стадиях. После образования "железного" ядра, а в некоторых случаях и раньше, происходит гравитационный коллапс - потеря звездой гидродинамической устойчивости, когда показатель адиабаты становится меньше 4/3, т.к. при этом увеличение давления, обусловленное ростом плотности, не способно остановить сжатие. Причинами понижения могут быть: захват электронов ядрами ²⁰ O и ²⁴ Mg в O-Ne-Mg-ядре звезд с массой 8-12 , фотодиссоциация (с большой затратой энергии) ядер железа ⁵⁶ Fe=13 ⁴ He + 4n у звезд с , рождение пар e⁺ +e^- в C,O-ядрах звезд с . В последнем случае в ходе коллапса происходит детонация кислорода, которая приводит к полному разлету вещества звезды. В результате коллапса достигаются плотности , при которых энергетически выгодна нейтронизация вещества. Для вырожденного газа нейтронов и его давление может противостоять тяготению, если . В этом случае образуется нейтронная звезда. При коллапс неограничен и звезда превращается в черную дыру. При остановке коллапса у границы нейтронной звезды возникает ударная волна, которая, распространяясь наружу, вызывает сброс оболочки.

Целый комплекс процессов, сопровождающих термоядерные взрывы в ядрах и гравитационный коллапс, еще не до конца ясен и требует дальнейшего изучения. Это - кинетика ядерных реакций и догорание остатков ядерного топлива, которое в принципе может остановить коллапс, перенос энергии, нейтринные процессы, роль магнитных процессов и вращения, механизмы передачи энергии от ядра к оболочке. Тем не менее, можно утверждать, что явления, сопровождающие взрывное горение ¹² C и гравитационный коллапс массивных звезд, при которых выделяется энергия ~ 10⁵¹ эрг в виде излучения и кинетической энергии сброшенной оболочки и ~ (10⁵³ -10⁵⁴ ) эрг в виде нейтрино и антинейтрино, удовлетворительно объясняют наблюдаемые вспышки сверхновых II типа. Продукты взрыва - молодые нейтронные звезды, излучающие за счет кинетической энергии вращения, в течение первых 10⁵ -10⁶ лет своего существования наблюдаются как пульсары. Статистические оценки численности пульсаров указывают на то, что в них превращаются все звезды с , это грубо согласуется с предсказаниями теории и с наблюдаемым числом сверхновых звезд.

Причина вспышек сверхновых I типа, которые происходят в звездных системах, где в настоящее время заканчивают эволюцию старые объекты с , все еще до конца не ясна.

При взрывах сверхновых происходит синтез тяжелых элементов, которые затем выбрасываются в межзвездное пространство вместе с элементами, синтезированными в ходе предшествующей эволюции. Это определяет важнейшее космологическое значение сверхновых звезд.

В ходе эволюции в оболочке звезды могут возникнуть условия, при которых зона частичной двукратной ионизации гелия способна при сжатии звезды поглощать энергию (она идет на ионизацию), а при расширении - высвобождать ее, поддерживая пульсации. Границы области, в которой действует этот механизм, определяют на Г.-Р.д. полосу нестабильности (рис. 2), в которую попадают многие типы пульсирующих звезд: цефеиды, звезды типа Щита, RR Лиры и др. Аналогичным образом зона неполной ионизации водорода может, вероятно, поддерживать неустойчивость долгопериодических переменных типа Миры Кита.

Заключение

Эволюция звезд - изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем.

Современная теория эволюции звезд способна объяснить общий ход развития звезд и находится в удовлетворительном качественном и количественном согласии с данными наблюдений. В дальнейшем теория должна учесть влияние вращения и магнитные поля, роль которых может быть особенно важной в процессе образования звезд и на быстрых стадиях эволюции, таких, например, как взрывы сверхновых звезд. Особую проблему представляют эволюции звезд в тесных двойных системах, где на эволюцию влияет обмен веществом между компонентами.

Список литературы

1. Зельдович Я.Б., Новиков И.Д. Теория тяготения и эволюция звезд. - М., 1971.

2. Каплан С.А. Физика звезд. 3 изд. - М., 1977.

3. На переднем крае астрофизики (пер. с англ.). - М., 1979.

4. Происхождение и эволюция галактик и звезд. - М., 1976.

5. Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум. – М, 1977.

6. Шкловский И.С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. 2 изд. – М., 1977.