Лекция
Привет, Вы узнаете о том , что такое эволюция звезд, Разберем основные их виды и особенности использования. Еще будет много подробных примеров и описаний. Для того чтобы лучше понимать что такое эволюция звезд , настоятельно рекомендую прочитать все из категории Астрономия.
Строение звезд неодинаково. Звезды главной последовательности, гиганты,
карлики, нейтронные звезды различаются между собой по устройству. Различия
основаны на условиях, определяемых массой и радиусом звезды. Если для какой-то звезды известны масса и радиус, то можно получить представление о
физических условиях в ее недрах.
Температура звезды прямо пропорциональна ее массе и обратно пропорциональна радиусу.
T = KM/R.
К - некоторый коэффициент пропорциональности.
Эта формула справедлива для звезд похожих на Солнце.
Для звезд главной последовательности справедлива формула:
T = 1,5.
107
R1/3
.
По мере продвижения звезд вдоль главной последовательности радиусы звезд
увеличиваются. Поэтому температуры в недрах звезд главной последовательности плавно возрастают с увеличением светимости. Для звезд класса В0 V температура в недрах составляет около 30 млн. кельвинов, для звезд К0 V - меньше
10 млн. К.
От температуры зависит характер ядерных реакций, протекающих в недрах
звезды. В недрах звезд типа Солнца выделение ядерной энергии происходит в
результате протон-протонной реакции. В горячих звездах ранних спектральных
классов главную роль играет превращение водорода в гелий за счет углеродного
цикла. В результате этой реакции выделяется значительно большая энергия, чем
при протон-протонной реакции, что и объясняет большую светимость звезд
ранних спектральных классов.
Звезды верхней части главной последовательности. Это горячие звезды, с массой больше солнечной. Температура и давление в недрах выше, чем у звезд более поздних спектральных классов. Выделение термоядерной энергии происходит ускоренным темпом через углеродный цикл. Светимость у них больше и
эволюционировать они должны быстрее.
Значит, горячие звезды, находящиеся вверху главной последовательности - молодые.
Выделение энергии при углеродном цикле пропорционально высокой степени
температуры (Т
20), поток излучения растет согласно закону Стефана-Больцмана
как Т
4
. Излучение оказывается неспособным вынести из недр звезды энергию,
возникающую там в углеродном цикле. Поэтому переносить энергию должно
само вещество, которое начинает перемешиваться и в недрах массивных звезд
возникают центральные конвективные зоны. Окружающие конвективное ядро
слои звезды находятся в лучистом равновесии.
Звезды нижней части главной последовательности. Эти звезды по строению
подобны Солнцу. Преобладающей является протон-протонная реакция. В центре звезды конвекция не возникает и ядро оказывается лучистым. Из-за сильной
непрозрачности более холодных наружных слоев у звезд нижней части главной
последовательности образуются протяженные наружные конвективные оболочки. Чем холоднее звезда, тем на большую глубину происходит перемешивание.
У Солнца только 2% наружных подфотосферных слоев охвачены конвекцией.
У карлика К V с массой 0,6 солнечной в перемешивании участвует 10% всей
массы.
Субкарлики. Эти звезды содержат мало тяжелых элементов. Субкарлики - это
старые звезды, возникшие на ранних стадиях эволюции Галактики из вещества,
не побывавшего в недрах звезд, а потому бедного тяжелыми элементами. Вещество субкарликов отличается большой прозрачностью, потому что состоит из
сильно ионизованной плазмы, где все легкие элементы лишены своих электронов и их атомы не могут поглощать кванты.
У субкарликов почти нет конвективных зон.
Красные гиганты. Красные гиганты имеют массы ненамного превосходящие
солнечную (1,3 раза), радиусы большие где-то в 20 раз, светимости в 220 раз.
Эти звезды имеют неоднородную структуру. По мере выгорания водорода в
звездах главной последовательности, область энерговыделения постепенно
смещается в периферические слои. В результате образуется тонкий слой энерговыделения, где только и может происходить водородная реакция. Он разделяет звезду на две части: внутреннюю, с почти лишенным водорода гелиевым
ядром, в котором нет ядерных реакций и внешнюю, в которой есть водород, но
температура и давление малы для протекания реакции. На первых порах давление в слое энерговыделения больше, чем в ядре, которое начинает сжиматься, и
выделяя гравитационную энергию разогревается. Это сжатие происходит до тех
пор, пока газ не станет вырожденным. Огромное давление, необходимое для
предотвращения сжатия, обеспечится большим увеличением плотности.
У звезды массой 1,3 солнечной образуется гелиевое ядро. Температура ядра
достигает 40 млн. К, но все равно мала для протекания ядерных реакций превращения гелия в углерод. Гелиевое ядро оказывается лишенным ядерных источников и изотермичным. Оно содержит около четверти массы всей звезды,
обладая размерами 0.001 радиуса. Плотность в центре ядра 350 г/см
3
. Газ в ядре
вырожден и по свойствам не отличается от вещества белых карликов. Такое
сходство позволяет сделать вывод, что в ядре красного гиганта находится белый
карлик. Ядро окружено оболочкой такой же протяженности, где происходит
энерговыделение. Затем следует лучистая зона толщиной в 0,1 радиуса. Основная часть наружных слоев красного гиганта, примерно 70% по массе, составляющих 0,9 ее радиуса образуют мощную конвективную зону красного цвета.
Причина образования такой протяженной конвективной зоны - непрозрачность
вещества, та же, что и у красных карликов.
Белые карлики. Гелиевое ядро красного гиганта имеет массу примерно равную
массе Солнца, состоит из вырожденного газа. Такой объект имеет значительную
температуру, небольшие размеры (0.01 - 0.001 радиуса Солнца) и обладает малой светимостью. Положение такого объекта на диаграмме ГерцшпрунгаРэссела соответствует области белых карликов.
Таким образом, белые карлики - сверхплотные вырожденные звезды, исчерпавшие водородные источники термоядерной энергии. Плотность в центре белых
карликов может достигать сотни тонн в кубическом см. Об этом говорит сайт https://intellect.icu . Медленно остывая они
постепенно излучают большой запас тепловой энергии вырожденного газа.
У некоторых белых карликов, называемых полярами, наблюдаются сильные
магнитные поля (до 108 Э). Их излучение поляризовано до 30%.
Белыми карликами становятся и маломассивные звезды, у которых масса меньше 0,08 солнечной. В процессе сжатия протозвезды температура в недрах настолько мала, что никакие термоядерные реакции не могут противостоять гравитационному сжатию и звезда непрерывно сжимается до состояния белого
карлика.
Красные карлики. Это звезды с малой массой, меньшей чем у Солнца. Время их
пребывания на главной последовательности больше возраста Галактики. Если
масса меньше 0.3 массы Солнца, звезды остаются полностью конвективными
всегда. Лучистое ядро у них никогда не образуется. Температура в центре таких
звезд мала для того, чтобы полностью работал протон-протонный цикл. Он обрывается на образовании изотопа 3Не, а сам
4Не уже не синтезируется. За 10
млрд. лет в
3Не превратится только 1% водорода. Эти звезды называются красными карликами.
Коричневые карлики. Это самые слабые объекты, доступные наблюдениям. Яркость их в десятки тысяч раз меньше солнечной. Масса меньше в несколько десятков раз. Малая масса не позволяет зажечься ядерным реакциям. Такие звезды
могут образовывать скрытую массу галактик (по некоторым подсчетам до 90%
всей массы).
В 1994 - 1995 годах исследования на Паломарской обсерватории и космическом
телескопе дали фотографию коричневого карлика. Это объект GL229B - маленький компаньон холодной красной звезды Gliese 229, находящейся на расстоянии 19 св. лет от Земли в созвездии Зайца. Масса карлика равна 20 - 50
масс Юпитера. GL229B слишком массивен и горяч, чтобы быть планетой, но
слишком маленький и прохладный, чтобы сиять подобно звезде. Светимость его
в 100,000 раз меньше чем у Солнца. Этот коричневый карлик обладает спектром, похожим на спектр Юпитера. Инфракрасные спектроскопические исследования показали, что карлик имеет много метана. Метан не обнаружен в звездах, но содержится в планетах-гигантах Солнечной системы.
Коричневые карлики образуются также как и остальные звезды, но не имеют
достаточно массы, чтобы генерировать высокие температуры в недрах, достаточные для разжигания ядерных реакций.
Коричневые карлики имеют тот же механизм разогрева, что и планеты-гиганты
- через гравитационное сжатие.
Нейтронные звезды. Начиная с некоторого значения массы, давление вырожденного газа не может уравновесить силу гравитации. Такая звезда может неограниченно сжиматься. Коллапс неизбежен при массах 2-3 солнечной. Однако,
при массах 1,2 - 2 солнечной силам гравитации противостоит давление вырожденного нейтронного газа и звезда превращается в нейтронную. При этом превращении происходит ядерный взрыв, наблюдаемый как вспышка сверхновой
звезды. В результате этого взрыва выделяется вся возможная ядерная энергия и
образуется нейтронная звезда.
Нейтронная звезда имеет твердую поверхность, ее внешние слои (кора) состоят
из тяжелых ядер Fe и He. Толщина коры порядка 1 км., а общий радиус звезды -
10 км.
Под корой давление очень велико, тяжелые ядра распадаются до нуклонов,
электроны вдавливаются в протоны и образуется нейтронная жидкость. Центральная часть звезды, диаметром около 1 км. находится в твердом состоянии.
В настоящее время наиболее популярна идея о том, что образование звезд происходит путем конденсации газово-пылевого межзвездного вещества. Под действием сил тяготения протозвездное газово-пылевое облако принимает сферическую форму и начинает сжиматься. За счет уменьшения потенциальной энергии происходит разогревание протозвезды. Эта фаза развития звезды называется
контракционной.
В начале контракционной стадии единственным источником разогрева протозвезды является гравитационная энергия. Перенос энергии внутри звезды происходит только путем конвекции.
После того, как звезда достигает достаточно высокой светимости, она быстро
продвигается по диаграмме Г-Р почти вертикально вниз, что вызывается быстрым уменьшением ее радиуса и повышением внутренней температуры. Во
внешней оболочке звезды протекают недолгие реакции сгорания тяжелых элементов. В центре звезды возникает область лучистого равновесия. С ростом
этой области гравитационное сжатие замедляется, падение светимости прекращается. Радиус продолжает уменьшаться, температура поверхности начинает
рости и звезда поворачивает на диаграмме Г-Р влево, приближаясь к главной
последовательности. На этой стадии начинается сгорание водорода и скорость
эволюции сильно снижается. С этого времени для достижения главной последовательности звездам с солнечной массой нужны десятки миллионов лет, а с 0,1
- 0,2 солнечной массы - сотни миллионов лет.
К состоянию с высокой светимостью из фазы холодного и слабо светящегося
объекта звезда приходит очень быстро. Для постороннего наблюдателя складывается впечатление рождения звезды, ранее не существовавшей. Подобное явление наблюдалось в районе туманности Ориона в виде звездообразных узелков, выявляющихся при сопоставлении фотографий, разделенных десятками
лет.
Примером тому может служить и звезда FU Ориона, связанная с глобулой, кометообразной туманностью и яркой водородной туманностью. Эта звезда испытывала очень быстрые изменения блеска на 6m
в год.
Вступив на главную последовательность, не очень массивная звезда изменяется
очень медленно. Солнце вступило на главную последовательность 3 млрд. лет
назад. За это время оно стало излучать на 20% больше энергии. На Земле в это
время уже существовали водоросли (докембрийский период) и средняя годовая
температура было около 00С.
Не только массивные, но и звезды умеренной массы на контракционной стадии
развития некоторое время находятся в области диаграммы Г-Р, занятой гигантами субгигантами. Однако, их внутреннее строение совершенно отлично от
внутреннего строения старых звезд с вырожденным ядром.
Подавляющее большинство звезд меняет свои основные характеристики (светимость и радиус) очень медленно. Но все равно звезда постепенно изменяется,
эволюционирует. В процессе эволюции меняется ее химический состав. Постепенно уменьшается содержание водорода, увеличивается количество гелия.
Химический состав перестает быть однородным. В центре водород уменьшается, а на периферии остается его прежнее количество. По мере эволюции меняется модель звезды, ее структура. Изменяется светимость, радиус, поверхностная
температура. Звезда постепенно меняет свое положение на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Она опишет на диаграмме определенный трек.
Протозвезда сжимается до тех пор, пока температура и давление в ее недрах не
достигнут значения, при котором возможна протон-протонная реакция. С этого
времени рождается молодая звезда, которая занимает определенное место на
главной последовательности. Точное ее место определяется значением первичной массы. Массивные протозвезды располагаются в верхней части, звезды с
массой меньшей, чем у Солнца - располагаются в нижней части. Таким образом
протозвезды появляются вдоль всей главной последовательности. Массивные
звезды проходят стадию протозвезды за несколько сот тысяч лет. Поэтому их
число в Галактике мало. С тех пор, как звезда вступает на главную последовательность, она долгое время там остается без существенного изменения своих
свойств.
Характер изменения состояния звезды зависит от того, перемешивается вещество в ее недрах или нет. Если вещество интенсивно перемешивается, то по мере
эволюции звезда уходит с главной последовательности влево. В обратном случае, при отсутствии полного перемешивания - вправо. Практически наблюдается много звезд, находящихся в правой части от главной последовательности и
не наблюдается слева. Значит, по мере эволюции, звезды главной последовательности превращаются в красных гигантов. Сама эволюция не сопровождается полным перемешиванием вещества в недрах. Расчеты показывают, что по
мере эволюции звезды размеры и масса ее конвективного ядра уменьшаются.
Массивные звезды по мере выгорания водорода перемещаются поперек главной
последовательности, не выходя за пределы ее ширины. При содержании водорода около 1% темпы эволюции ускоряются. Для поддержании энерговыделения на необходимом уровне при резко уменьшившемся содержании водородного топлива необходимо увеличение температуры ядра. Это достигается путем
сжатия звезды как целого. В это время лучеиспускание звезды поддерживается
ядерными реакциями в тонком слое, примыкающем к ядру и сжатием ядра, состоящего из чистого гелия. Эволюционные треки резко поворачивают влево, т.к.
температура поверхности возрастает. Скоро сжатие прекращается, так как весь
водород выгорает. При сжатии и разогреве гелиевого ядра наружные слои быстро и сильно разбухают. Это означает, что при мало изменяющемся потоке поверхностная температура значительно уменьшается. Ее эволюционный трек
круто поворачивает направо и звезда приобретает признаки сверхгиганта. При
разогреве ядра до сотни миллионов К и плотности свыше 4000 г/см
3
, включается гелиевая реакция. Энергия излучения остановит дальнейшее сжатие ядра.
Массивные звезды извилистым путем уходят с главной последовательности,
образуя ветвь гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рессела.
При этом звезды с массой близкой к солнечной образуют ветвь субгигантов, а с
массой 10 - 15 солнечных - сверхгигантов. Чем менее тяжелых элементов в
звезде, тем более она прозрачна и обладает более высокой температурой.
На заключительной фазе эволюции температура вещества в центральных областях массивной звезды очень велика, порядка нескольких миллиардов кельвинов.
При такой температуре водород и гелий уже выгорели. Ядерные реакции идут
очень быстро. Равновесной состояние вещества характеризуется преобладанием
ядер элементов группы железа. Железное ядро такой звезды окружено мантией
из более легких элементов (кислород, азот, неон и др.). Эти элементы представляют собой потенциальное горючее, необходимое для взрыва сверхновой звезды. Далее звезду окружает разреженная водородно-гелиевая оболочка.
В процессе эволюции железное ядро начинает катастрофически сжиматься. При
этом нарушается механическое равновесие остальной части звезды. Вес выше
лежащих слоев не уравновешивается давлением газа снизу и они начинают падать по направлению к центру. Через 1 секунду кинетическая энергия падающей
оболочки превратится в тепловую, что повлечет за собой ее быстрый нагрев.
Тем самым создадутся условия для ядерного взрыва находящихся там легких
элементов. Этот ядерный взрыв приводит к вспышке сверхновой II типа, выбросу наружных слоев и коллапсу ядра в состояние черной дыры.
Приблизительно половина звезд главной последовательности входит в состав
кратных систем, а массивных горячих звезд - 70%. Новые и рентгеновские звезды встречаются только в двойных системах. Поэтому механизм эволюции
двойной системы очень важен.
В 1951 году ученые обратили внимание на то, что в двойных системах компонента с наибольшей светимостью обладает меньшей массой. Ситуация выглядит так, что более массивная компонента находится на главной последовательности, а менее массивная обладает избыточной светимостью, т.е. является почти
гигантом - звездой, покинувшей главную последовательность в ходе эволюции.
В 1955 году этот парадокс был объяснен тем, что звезда с высокой светимостью
в паре обладала большей массой изначально. Исчерпав большую часть своего
ядерного топлива, она стала раздуваться. При этом значительная часть ее массы
перетекла на соседнюю компоненту. Таким образом масса соседки стала превышать массу более быстро эволюционирующей звезды.
Важным процессом, определяющим эволюцию звезд в двойной системе является обмен массами.
Новые звезды имеют своеобразный механизм повторяющихся вспышек. Проэволюционировавшая горячая компактная звезда представляет собой объект,
сходный с белым карликом и бедный водородом. В то же время от заполняющей свою полость Роша красной компоненты на проэволюционировавшую
звезду все время падает богатый водородом газ. Газ этот, после того, как он накопится в поверхностном слое горячей звезды в течение сотен и тысяч лет, может стать причиной теплового взрыва, носящего локальный характер, т.е. не
охватывающего всю структуру звезды как целого. При таком взрыве выбрасывается значительное количество массы - 0,0001 массы Солнца, что следует из
спектральных наблюдений новых звезд. примерно такая же масса перетекает на
горячую компактную звезду от соседней компоненты за время между двумя
вспышками.
2. Гипотеза формирования звезд из сверхплотного вещества была выдвинута
академиком В.А.Амбарцумяном. Она говорит о том, что звезды образуются из
некоего сверхплотного вещества.
Основой этой гипотезы является вывод, что в наблюдаемой Вселенной процессы распада преобладают над процессом соединения. Значит процесс образования звезд должен быть переходом вещества из более плотного состояния в менее плотное.
Гипотеза требует, чтобы во Вселенной существовал материал - сверхплотное
вещество, которого еще никто не наблюдал и свойства которого остаются неизвестными. Сверхплотная материя, если она существует, должна быть недоступна современным средствам наблюдения, так как она занимает очень малые объ-
емы пространства и почти не излучает. Основные ее свойства - необычайно высокая плотность и огромный запас энергии, которая бурно выделяется при распаде такого вещества.
Пока не существует стройной математической теории, основанной на этой гипотезе. Основной довод ее сторонников в том, что она соответствует наблюдательным данным.
Исследование, описанное в статье про эволюция звезд, подчеркивает ее значимость в современном мире. Надеюсь, что теперь ты понял что такое эволюция звезд и для чего все это нужно, а если не понял, или есть замечания, то не стесняйся, пиши или спрашивай в комментариях, с удовольствием отвечу. Для того чтобы глубже понять настоятельно рекомендую изучить всю информацию из категории Астрономия
Комментарии
Оставить комментарий
Астрономия
Термины: Астрономия