Mistä tekijöistä tähden kohtalo riippuu? Tähtien evoluutio. Tähtien evoluution viimeiset vaiheet

Tarkastellaanpa lyhyesti tähtien evoluution päävaiheita.

Muutokset tähden fysikaalisissa ominaisuuksissa, sisäisessä rakenteessa ja kemiallisessa koostumuksessa ajan myötä.

Aineen pirstoutuminen. .

Oletetaan, että tähdet muodostuvat kaasu- ja pölypilven fragmenttien painovoiman puristuessa. Niin sanotut pallot voivat olla tähtien muodostumispaikkoja.

Pallo on tiheä läpinäkymätön molekyylipöly (kaasu ja pöly) tähtienvälinen pilvi, joka havaitaan valoisten kaasu- ja pölypilvien taustalla tumman pyöreän muodostelman muodossa. Se koostuu pääasiassa molekyylivedystä (H2) ja heliumista ( Hän ) muiden kaasujen molekyylien ja kiinteiden tähtienvälisten pölyhiukkasten seoksena. Kaasun lämpötila pallossa (pääasiassa molekyylivedyn lämpötila) T≈ 10 tuntia 50K, keskimääräinen tiheys n~ 10 5 hiukkasta / cm 3, mikä on useita suuruusluokkia suurempi kuin tiheimmissä tavallisissa kaasu- ja pölypilvissa, halkaisija D~ 0,1 h 1 . pallosten massa M≤ 10 2 × M ⊙ . Jotkut pallot sisältävät nuoria tyyppejä T Härkä.

Pilvi puristuu omalla painovoimallaan painovoiman epävakauden vuoksi, joka voi tapahtua joko spontaanisti tai pilven vuorovaikutuksen seurauksena toisesta läheisestä tähtienmuodostuksen lähteestä tulevan yliäänisen tähtituulivirran iskuaallon kanssa. Myös muut syyt painovoiman epävakauden syntymiseen ovat mahdollisia.

Teoreettiset tutkimukset osoittavat, että olosuhteissa, jotka ovat olemassa tavallisissa molekyylipilvissa (T≈ 10 ÷ 30K ja n ~ 10 2 hiukkasta / cm 3), ensimmäinen voi esiintyä pilvitilavuuksissa, joiden massa on M≥ 10 3 × M ⊙ . Tällaisessa supistuvassa pilvessä on mahdollista edelleen hajoaminen vähemmän massiiviseksi palasiksi, joista jokainen puristuu myös oman painovoimansa vaikutuksesta. Havainnot osoittavat, että galaksissa tähtien muodostumisprosessissa ei synny yksi vaan ryhmä eri massaisia ​​tähtiä, esimerkiksi avoin tähtijoukko.

Pilven keskialueiden puristuessa tiheys kasvaa, minkä seurauksena tulee hetki, jolloin pilven tämän osan aine muuttuu läpinäkymättömäksi omalle säteilylleen. Pilven suolistossa tapahtuu vakaa tiheä paksuuntuminen, jota tähtitieteilijät kutsuvat oh.

Aineen pirstoutuminen - molekyylipölypilven hajoaminen pienemmiksi osiin, joista pidemmälle johtaa ulkonäkö.

on tähtitieteellinen kohde, joka on vaiheessa , josta jonkin ajan kuluttua (aurinkomassalle tällä kertaa T ~ 10 8 vuotta) normaali muodostuu.

Kun ainetta putoaa edelleen kaasumaisesta kuoresta ytimeen (akkretio), sen massa ja siten lämpötila kasvaa niin paljon, että kaasun ja säteilyn painetta verrataan voimiin . Ytimen pakkaus pysähtyy. Muodostettua ympäröi kaasu-pölykuori, joka on optista säteilyä läpäisemätön ja kuljettaa ulos vain infrapuna- ja pitempiaaltoista säteilyä. Tällaista kohdetta (-cocoon) havaitaan voimakkaana radio- ja infrapunasäteilyn lähteenä.

Ytimen massan ja lämpötilan lisääntyessä edelleen valopaine pysäyttää kasautuman ja kuoren jäännökset leviävät ulkoavaruuteen. Nuori ilmestyy fyysiset ominaisuudet jotka riippuvat sen massasta ja alkuperäisestä kemiallisesta koostumuksesta.

Syntyvän tähden pääasiallinen energialähde on ilmeisesti painovoiman supistumisen aikana vapautuva energia. Tämä oletus seuraa viriaalilauseesta: stationäärisessä järjestelmässä potentiaalienergian summa E s kaikki järjestelmän jäsenet ja kaksinkertainen liike-energia 2 E to näistä ehdoista on nolla:

E p + 2 E c = 0. (39)

Lause pätee hiukkasjärjestelmille, jotka liikkuvat rajoitetulla avaruuden alueella sellaisten voimien vaikutuksesta, joiden suuruus on kääntäen verrannollinen hiukkasten välisen etäisyyden neliöön. Tästä seuraa, että lämpö (kineettinen) energia on yhtä suuri kuin puolet gravitaatioenergiasta (potentiaalinen). Kun tähti puristuu kokoon, tähden kokonaisenergia pienenee, kun taas gravitaatioenergia pienenee: puolet gravitaatioenergian muutoksesta lähtee tähdestä säteilyn kautta ja tähden lämpöenergia kasvaa toisen puolikkaan seurauksena.

Nuoret pienimassaiset tähdet(jopa kolme aurinkomassaa), jotka ovat matkalla pääsekvenssiin, ovat täysin konvektiivisia; konvektioprosessi kattaa kaikki tähden alueet. Nämä ovat itse asiassa edelleen prototähtiä, joiden keskellä ydinreaktiot ovat vasta alkamassa ja kaikki säteily tapahtuu pääasiassa. Vielä ei ole varmistettu, laskevatko tähdet vakiolämpötilassa. Hertzsprung-Russell-kaaviossa tällaiset tähdet muodostavat melkein pystysuoran radan, jota kutsutaan Hayashi-radoksi. Kun pakkaus hidastuu, nuori lähestyy pääjaksoa.

Kun tähti supistuu, degeneroituneen elektronikaasun paine alkaa nousta, ja kun tähti saavuttaa tietyn säteen, supistuminen pysähtyy, mikä pysäyttää supistumisen aiheuttaman keskilämpötilan edelleen kasvun ja sitten sen laskun. . Tähdille, joiden aurinkomassa on alle 0,0767, näin ei tapahdu: ydinreaktiot ei koskaan ole tarpeeksi energiaa tasapainottamaan sisäistä painetta ja . Tällaiset "alatähdet" säteilevät enemmän energiaa kuin ydinreaktioiden aikana muodostuvat ja kuuluvat ns. niiden kohtalo on jatkuva supistuminen, kunnes rappeutuneen kaasun paine pysäyttää sen, ja sitten asteittainen jäähtyminen kaikkien alkaneiden ydinreaktioiden loppuessa.

Nuoret tähdet, joiden massa on keskimääräinen (2 - 8 aurinkomassaa), kehittyvät laadullisesti täsmälleen samalla tavalla kuin pienemmät sisarensa, paitsi että niillä ei ole konvektiivisia vyöhykkeitä ennen pääsarjaa.

Tähdet, joiden massa on yli 8 auringon massaaniillä on jo normaalien tähtien ominaisuudet, koska ne ovat käyneet läpi kaikki välivaiheet ja pystyneet saavuttamaan sellaisen nopeuden ydinreaktioissa, että ne kompensoivat säteilyn energiahäviötä ytimen massan kertyessä. Näissä tähdissä massan ulosvirtaus on niin suuri, että se ei vain pysäytä molekyylipilven ulompien alueiden romahtamista, jotka eivät vielä ole tulleet osaksi tähteä, vaan päinvastoin sulattaa ne pois. Näin ollen muodostuneen tähden massa on huomattavasti pienempi kuin prototähtien pilven massa.

Pääsarja

Tähden lämpötila nousee, kunnes keskialueilla se saavuttaa arvot, jotka ovat riittävät käynnistämään lämpöydinreaktiot, joista tulee sitten tähden pääenergian lähde. Massiivisille tähdille ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) on vedyn "palaminen" hiilikierrossa; tähdille, joiden massa on yhtä suuri tai pienempi kuin Auringon massa, energiaa vapautuu protoni-protonireaktiossa. siirtyy tasapainovaiheeseen ja ottaa paikkansa Hertzsprung-Russell-kaavion pääsekvenssissä: suuressa tähdessä ytimen lämpötila on erittäin korkea ( T ≥ 3 × 107 K ), energian tuotanto on erittäin intensiivistä, - pääsekvenssissä se sijaitsee Auringon yläpuolella aikaisen ( O… A , (F )); pienimassaisessa tähdessä ytimen lämpötila on suhteellisen alhainen ( T ≤ 1,5 × 107 K ), energiantuotanto ei ole niin intensiivistä, - pääsekvenssissä se tapahtuu Auringon lähellä tai alapuolella myöhään (( F), G, K, M).

Se viettää pääsekvenssissä jopa 90 % luonnon olemassaololleen myöntämästä ajasta. Aika, jonka tähti viettää pääsarjavaiheessa, riippuu myös massasta. Kyllä, massalla M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O tai B on pääsekvenssivaiheessa noin 10 7 vuotta, kun taas punainen kääpiö K 5, jonka massa M ≈ 0,5 × M ⊙ on pääsekvenssivaiheessa noin 10 11 vuotta, eli aika, joka on verrattavissa Galaxyn ikään. Massiiviset kuumat tähdet siirtyvät nopeasti evoluution seuraaviin vaiheisiin, kylmät kääpiöt ovat pääsekvenssivaiheessa koko galaksin olemassaolon ajan. Voidaan olettaa, että punaiset kääpiöt ovat galaksin populaation päätyyppi.

Punainen jättiläinen (superjättiläinen).

Vedyn nopea palaminen massiivisten tähtien keskialueilla johtaa heliumytimen ilmestymiseen niihin. Kun ytimessä on muutaman prosentin osa vedyn massasta, hiilen reaktio vedyn muuntamisessa heliumiksi pysähtyy melkein kokonaan. Ydin supistuu, mikä johtaa sen lämpötilan nousuun. Heliumytimen painovoiman supistumisen aiheuttaman lämpenemisen seurauksena vety "syttyy" ja energian vapautuminen alkaa ohuessa kerroksessa, joka sijaitsee tähden ja ytimen jatketun kuoren välissä. Kuori laajenee, tähden säde kasvaa, tehollinen lämpötila laskee ja kasvaa. "poistuu" pääsekvenssistä ja siirtyy seuraavaan evoluution vaiheeseen - punaisen jättiläisen vaiheeseen tai, jos tähden massa M > 10 × M⊙ , punaiseen superjättiläiseen vaiheeseen.

Lämpötilan ja tiheyden noustessa helium alkaa "palaa" ytimessä. klo T ~ 2 × 10 8 K ja r ~ 10 3 ¸ 10 4 g / cm 3 aloittaa lämpöydinreaktion, jota kutsutaan kolminkertaiseksi a -prosessi: kolmesta a -hiukkaset (heliumytimet 4 Hän ) muodostuu yksi stabiili hiiliydin 12 C. tähden ytimen massalla M< 1,4 × M ⊙ тройной a - prosessi johtaa energian vapautumisen räjähdysmäiseen luonteeseen - helium-salamaan, joka tietylle tähdelle voidaan toistaa monta kertaa.

Massiivisten tähtien keskialueilla, jotka ovat jättimäisessä tai superjättiläisessä vaiheessa, lämpötilan nousu johtaa hiili-, hiili-happi- ja happiytimien peräkkäiseen muodostumiseen. Hiilen palamisen jälkeen tapahtuu reaktioita, joiden seurauksena muodostuu raskaampaa kemiallisia alkuaineita, mahdollisesti rautaytimiä. Massiivisen tähden jatkokehitys voi johtaa kuoren sinkoutumiseen, tähden leimahdukseen novana tai sen seurauksena sellaisten esineiden muodostumiseen, jotka ovat tähtien evoluution viimeinen vaihe: valkoinen kääpiö, neutronitähti tai musta. reikä.

Evoluution viimeinen vaihe on kaikkien normaalien tähtien evoluution vaihe sen jälkeen, kun nämä ovat käyttäneet lämpöydinpolttoaineensa; lämpöydinreaktioiden lopettaminen tähden energialähteenä; tähden siirtyminen sen massasta riippuen valkoisen kääpiön tai mustan aukon vaiheeseen.

Valkoiset kääpiöt ovat viimeinen vaihe kaikkien normaalien M-massaisten tähtien kehityksessä< 3 ÷ 5 × M ⊙ lämpöydinpolttoaineen loppumisen jälkeen näillä mi. Punaisen jättiläisen (tai alajättiläisen) vaiheen ohitettuaan tällainen kuori irtoaa ja paljastaa ytimen, joka jäähtyessään muuttuu valkoiseksi kääpiöksi. Pieni säde (R b.c ~ 10 -2 × R ⊙ ) ja valkoinen tai sinivalkoinen (T b.c ~ 10 4 K) määritti tämän tähtitieteellisten esineiden luokan nimen. Valkoisen kääpiön massa on aina pienempi kuin 1,4×M⊙ - on todistettu, että valkoisia kääpiöitä, joilla on suuria massat, ei voi olla olemassa. Sen massa on verrattavissa Auringon massaan ja mitoiltaan suurimpien planeettojen massat aurinkokunta, valkoisilla kääpiöillä on valtava keskimääräinen tiheys: ρ b.c ~ 10 6 g / cm 3, eli 1 cm 3:n paino valkoista kääpiöainetta painaa tonnin! Vapaan pudotuksen kiihtyvyys pinnalla g b.c ~ 10 8 cm / s 2 (vertaa kiihtyvyyteen maan pinnalla - g c ≈980 cm/s 2). Tällaisella tähden sisäalueille kohdistuvalla gravitaatiokuormituksella valkoisen kääpiön tasapainotila säilyy rappeutuneen kaasun (pääasiassa rappeutuneen elektronikaasun, koska ionisen komponentin osuus on pieni) paine. Muista, että kaasua kutsutaan degeneroituneeksi, jos hiukkasilla ei ole Maxwellin nopeusjakaumaa. Tällaisessa kaasussa tietyillä lämpötilan ja tiheyden arvoilla hiukkasten (elektronien) lukumäärä, joilla on mikä tahansa nopeus alueella v = 0 - v = v max, on sama. v max määräytyy kaasun tiheyden ja lämpötilan mukaan. Valkoisella kääpiömassalla M b.c > 1,4 × M ⊙ elektronien maksiminopeus kaasussa on verrattavissa valon nopeuteen, rappeutunut kaasu muuttuu relativistiseksi ja sen paine ei enää kestä gravitaatiopuristusta. Kääpiön säde pyrkii nollaan - "kutistuu" pisteeksi.

Valkoisten kääpiöiden ohuet, kuumat ilmakehät koostuvat joko vedystä, eikä ilmakehästä löydy käytännöllisesti katsoen muita alkuaineita; tai heliumista, kun taas ilmakehässä on satoja tuhansia kertoja vähemmän vetyä kuin tavallisten tähtien ilmakehissä. Spektrityypin mukaan valkoiset kääpiöt kuuluvat spektriluokkiin O, B, A, F. Valkoisten kääpiöiden "erottamiseksi" tavallisista tähdistä merkitään D-kirjain merkinnän (DOVII, DBVII jne.) eteen. D on ensimmäinen kirjain sisään Englanninkielinen sana Degeneroitunut - rappeutunut). Valkoisen kääpiön säteilyn lähde on lämpöenergian lähde, joka valkoinen kääpiö vastaanottanut, koska se on päätähden ydin. Monet valkoiset kääpiöt ovat perineet vanhemmiltaan vahvan magneettikentän, jonka voimakkuus H ~ 10 8 O. Valkoisten kääpiöiden lukumäärän uskotaan olevan noin 10 % kokonaismäärä galaksin tähdet.

Kuvassa Kuvassa 15 on valokuva Siriuksesta - taivaan kirkkaimmasta tähdestä (α Iso koira; m v = -1 m,46; luokka A1V). Kuvassa näkyvä kiekko on seurausta valokuvaussäteilystä ja valon diffraktiosta kaukoputken linssissä, eli itse tähden kiekko ei ole ratkennut valokuvassa. Siriuksen valokuvalevyltä tulevat säteet ovat jälkiä valovirran aaltorintaman vääristymisestä kaukoputken optiikan elementeissä. Sirius sijaitsee 2,64 etäisyydellä Auringosta, Siriuksen valon saavuttaminen Maahan kestää 8,6 vuotta - se on siis yksi lähimpänä aurinkoa olevista tähdistä. Sirius on 2,2 kertaa Aurinkoa massiivisempi; hänen M v = +1 m ,43, eli naapurimme säteilee 23 kertaa enemmän energiaa kuin Aurinko.

Valokuvan ainutlaatuisuus piilee siinä, että yhdessä Siriuksen kuvan kanssa oli mahdollista saada kuva hänen satelliitistaan ​​- satelliitti "hehkuu" kirkkaalla pisteellä Siriuksen vasemmalla puolella. Sirius - teleskooppisesti: Sirius itse on merkitty kirjaimella A ja sen satelliitti kirjaimella B. Siriuksen näennäinen suuruus B m v \u003d +8 m,43, eli se on lähes 10 000 kertaa heikompi kuin Sirius A. Sirius B:n massa on lähes täsmälleen yhtä suuri kuin Auringon massa, säde on noin 0,01 Auringon säteestä, pintalämpötila on noin 12000K, mutta Sirius B säteilee 400 kertaa vähemmän kuin aurinko. Sirius B on tyypillinen valkoinen kääpiö. Lisäksi tämä on ensimmäinen valkoinen kääpiö, jonka Alven Clark löysi vuonna 1862 visuaalisen havainnoinnin aikana kaukoputken läpi.

Sirius A ja Sirius B kiertävät yhteistä 50 vuoden ajanjaksoa; komponenttien A ja B välinen etäisyys on vain 20 AU.

V. M. Lipunovin osuvan huomautuksen mukaan "ne "kypsyvät" massiivisten tähtien sisällä (joiden massa on yli 10×M⊙ )". Neutronitähdeksi kehittyvien tähtien ytimillä on 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; sen jälkeen kun lämpöydinreaktioiden lähteet loppuvat ja emoyhtiö irrottaa merkittävän osan aineesta välähdyksellä, näistä ytimistä tulee itsenäisiä tähtimaailman kohteita, joilla on hyvin erityisiä ominaisuuksia. Emotähden ytimen puristuminen pysähtyy tiheyteen, joka on verrattavissa ydintähden (ρ n. h ~ 10 14 h 10 15 g/cm3). Tällaisella massalla ja tiheydellä vain syntyneen 10:n säde koostuu kolmesta kerroksesta. Ulkokerroksen (tai ulkokuoren) muodostaa rautaatomiytimien kidehila ( Fe ) mahdollisesti pienten muiden metallien atomiytimien seoksen kanssa; ulkokuoren paksuus on vain noin 600 m säteellä 10 km. Ulkokuoren alla on toinen sisäinen kova kuori, joka koostuu rautaatomeista ( Fe ), mutta nämä atomit ovat ylirikastettuja neutroneilla. Tämän kuoren paksuus≈ 2 km. Sisäkuori rajoittuu nestemäisen neutroniytimeen, jonka fysikaaliset prosessit määräytyvät neutroninesteen merkittävien ominaisuuksien - superfluiditeetin ja vapaiden elektronien ja protonien läsnä ollessa - suprajohtavuuden perusteella. On mahdollista, että aivan keskellä aine voi sisältää mesoneja ja hyperoneja.

Ne pyörivät nopeasti akselin ympäri - yhdestä sataan kierrokseen sekunnissa. Tällainen pyöriminen magneettikentän läsnä ollessa ( H ~ 10 13 h 10 15 Oe) johtaa usein havaittuun tähden säteilyn pulsaatiovaikutukseen sähkömagneettisten aaltojen eri alueilla. Näimme yhden näistä pulsareista rapu-sumun sisällä.

Kokonaismäärä pyörimisnopeus on jo riittämätön hiukkasten irtoamiseen, joten tämä ei voi olla radiopulsari. Se on kuitenkin edelleen suuri ja vangittu magneettikenttä ympäröivä neutronitähti ei voi pudota, eli aineen kertymistä ei tapahdu.

Accretor (röntgenpulsar). Pyörimisnopeus pienenee niin paljon, että nyt mikään ei estä ainetta putoamasta tällaisen neutronitähden päälle. Plasma putoaa magneettikentän linjoja pitkin ja osuu kiinteään pintaan napojen alueella kuumeneen jopa kymmeniin miljooniin asteisiin. Näin korkeisiin lämpötiloihin kuumennettu aine hehkuu röntgenalueella. Alue, jolla putoava aine pysähtyy tähden pinnan kanssa, on hyvin pieni - vain noin 100 metriä. Tämä kuuma piste, tähden pyörimisen vuoksi, katoaa ajoittain näkyvistä, minkä havainnoija näkee pulsaatioina. Tällaisia ​​kohteita kutsutaan röntgenpulsareiksi.

Georotaattori. Tällaisten neutronitähtien pyörimisnopeus on alhainen, eikä se estä lisääntymistä. Mutta magnetosfäärin mitat ovat sellaiset, että magneettikenttä pysäyttää plasman ennen kuin painovoima vangitsee sen.

Jos se on läheisen binäärijärjestelmän komponentti, tapahtuu aineen "siirto" normaalista tähdestä (toinen komponentti) neutronitähteeseen. Massa voi ylittää kriittisen (M > 3×M⊙ ), tähden painovoiman vakaus rikotaan, mikään ei voi vastustaa gravitaatiosupistumista ja "jättää" sen painovoimasäteen alle

r g = 2 × G × M/c 2, (40)

muuttumassa mustaksi aukoksi. Yllä olevassa kaavassa r g: M on tähden massa, c on valon nopeus, G on gravitaatiovakio.

Musta aukko on esine, jonka gravitaatiokenttä on niin suuri, ettei hiukkanen, fotoni tai mikään materiaalikappale voi saavuttaa toista kosmista nopeutta ja paeta avaruuteen.

Musta aukko on yksittäinen esine siinä mielessä, että sen sisällä olevien fyysisten prosessien virtauksen luonne on edelleen käsittämätön teoreettiselle kuvaukselle. Mustien aukkojen olemassaolo seuraa teoreettisista pohdinnoista, todellisuudessa ne voivat sijaita pallomaisten klustereiden, kvasaarien, jättiläisgalaksien keskialueilla, mukaan lukien galaksimme keskipiste.

Vaikka tähdet näyttävät olevan ikuisia ihmisen aika-asteikolla, ne, kuten kaikki luonnon asiat, syntyvät, elävät ja kuolevat. Yleisesti hyväksytyn kaasu- ja pölypilven hypoteesin mukaan tähti syntyy tähtienvälisen kaasu- ja pölypilven painovoiman puristumisen seurauksena. Kun tällainen pilvi tihenee, se ensin muodostuu prototähti, lämpötila sen keskellä nousee tasaisesti, kunnes se saavuttaa rajan, joka tarvitaan hiukkasten lämpöliikkeen nopeuden ylittämiseen kynnysarvon, minkä jälkeen protonit pystyvät voittamaan keskinäisen sähköstaattisen hylkimisen makroskooppiset voimat ( cm. Coulombin laki) ja osallistua lämpöydinfuusioreaktioon ( cm. Ydinhajoaminen ja fuusio).

Neljän protonin monivaiheisen lämpöydinfuusioreaktion tuloksena muodostuu lopulta heliumydin (2 protonia + 2 neutronia) ja vapautuu kokonainen erilaisten alkuainehiukkasten lähde. Lopullisessa tilassa muodostuneiden hiukkasten kokonaismassa Vähemmän neljän alkuperäisen protonin massat, mikä tarkoittaa, että reaktion aikana ilmaista energiaa (cm. Suhteellisuusteoria). Tämän vuoksi vastasyntyneen tähden sisäydin lämpenee nopeasti erittäin korkeisiin lämpötiloihin ja sen ylimääräinen energia alkaa roiskua kohti sen vähemmän kuumaa pintaa - ja ulos. Samaan aikaan tähden keskellä oleva paine alkaa nousta ( cm. Ihanteellisen kaasun tilayhtälö). Näin ollen tähti "polttamalla" vetyä lämpöydinreaktion prosessissa ei anna painovoiman vetovoimien puristaa itseään supertiheään tilaan, jolloin painovoiman romahdus vastustaa jatkuvasti uusiutuvalla sisäisellä lämpöpaineella, mikä johtaa vakaaseen energiaan. saldo. Aktiivisessa vedynpolttovaiheessa olevien tähtien sanotaan olevan elinkaarensa tai evoluution "päävaiheessa". cm. Hertzsprung-Russell-kaavio). Yhden kemiallisen alkuaineen muuttumista toiseksi tähden sisällä kutsutaan ydinfuusio tai nukleosynteesi.

Erityisesti Aurinko on ollut aktiivisessa polttovaiheessa vetyä aktiivisen nukleosynteesin prosessissa noin 5 miljardia vuotta, ja ytimen vetyvarantojen pitäisi riittää sen jatkamiseen valaisimellemme vielä 5,5 miljardiksi vuodeksi. Mitä massiivisempi tähti, sitä enemmän siinä on vetypolttoainetta, mutta painovoiman romahtamisen voimien torjumiseksi sen on poltettava vetyä nopeudella, joka ylittää vetyvarantojen kasvunopeuden tähden massan kasvaessa. Niinpä mitä massiivisempi tähti, sitä lyhyempi sen elinikä, joka määräytyy vetyvarantojen ehtymisen perusteella, ja suurimmat tähdet palavat kirjaimellisesti "joissakin" kymmenissä miljoonissa vuosissa. Pienimmät tähdet sen sijaan elävät mukavasti satoja miljardeja vuosia. Joten tämän asteikon mukaan aurinkomme kuuluu "vahville keskitalonpojille".

Ennemmin tai myöhemmin jokainen tähti käyttää kuitenkin kaiken polttoa varten käytettävissä olevan vedyn fuusiouunissaan. Mitä seuraavaksi? Se riippuu myös tähden massasta. Aurinko (ja kaikki tähdet alle kahdeksan kertaa sen massa) päättävät elämänsä hyvin banaalilla tavalla. Kun vetyvarannot tähden sisätiloissa ovat loppumassa, painovoiman supistumisvoimat, jotka ovat kärsivällisesti odottaneet tätä tuntia aivan tähden syntymästä lähtien, alkavat voittaa - ja niiden vaikutuksesta tähti alkaa kutistumaan ja tiivistymään. Tällä prosessilla on kaksinkertainen vaikutus: lämpötila välittömästi tähden ytimen ympärillä olevissa kerroksissa nousee tasolle, jossa siellä oleva vety alkaa lopulta fuusioreaktioon, jossa muodostuu heliumia. Samanaikaisesti lämpötila itse ytimessä, joka nyt koostuu käytännössä yhdestä heliumista, nousee niin paljon, että itse helium - eräänlainen hajoavan primaarisen nukleosynteesireaktion "tuhka" - siirtyy uuteen lämpöydinfuusioreaktioon: yhteen hiileen. ydin muodostuu kolmesta heliumytimestä. Tämä lämpöydinfuusion sekundaarinen reaktioprosessi, jota ruokkivat primaarisen reaktion tuotteet, on yksi tähtien elinkaaren tärkeimmistä hetkistä.

Heliumin toissijaisen palamisen aikana tähden ytimessä vapautuu niin paljon energiaa, että tähti alkaa kirjaimellisesti turvota. Erityisesti Auringon verho tässä elämänvaiheessa laajenee Venuksen kiertoradan ulkopuolelle. Tässä tapauksessa tähden säteilyn kokonaisenergia pysyy suunnilleen samalla tasolla kuin sen elämän päävaiheessa, mutta koska tämä energia säteilee nyt paljon suuremman pinta-alan läpi, tähden ulkokerros jäähtyy punaiseksi. osa spektriä. Tähti muuttuu punainen jättiläinen.

Auringon kaltaisille tähdille nukleosynteesin toissijaista reaktiota ruokkivan polttoaineen loppumisen jälkeen alkaa jälleen painovoiman romahtamisen vaihe - tällä kertaa viimeinen. Lämpötila ytimen sisällä ei enää pysty nousemaan tasolle, joka on tarpeen seuraavan fuusiotason käynnistämiseksi. Siksi tähti supistuu, kunnes painovoiman vetovoimat tasapainotetaan seuraavan voimaesteen avulla. Hänen roolissaan on degeneroitunut elektronikaasun paine(cm. Chandrasekharin raja). Elektronit, jotka tähän vaiheeseen asti näyttelivät työttömien lisähenkilöiden roolia tähden evoluutiossa, eivät osallistu ydinfuusioreaktioihin ja liikkuvat vapaasti fuusioprosessissa olevien ytimien välillä tietyssä puristusvaiheessa. "elintilasta" ja alkavat "vastustaa" tähden gravitaatiopuristumista. Tähden tila vakiintuu ja se muuttuu rappeutuneeksi valkoinen kääpiö, joka säteilee jäännöslämpöä avaruuteen, kunnes se jäähtyy kokonaan.

Aurinkoa massiivisemmat tähdet odottavat paljon näyttävämpää loppua. Heliumin palamisen jälkeen niiden massa puristuksen aikana riittää lämmittämään ytimen ja kuoren lämpötiloihin, jotka ovat tarpeen seuraavien nukleosynteesireaktioiden käynnistämiseksi - hiili, sitten pii, magnesium - ja niin edelleen ydinmassojen kasvaessa. Samanaikaisesti jokaisen uuden reaktion alussa tähden ytimessä edellinen jatkuu kuoressaan. Itse asiassa kaikki kemialliset alkuaineet rautaan asti, jotka muodostavat maailmankaikkeuden, muodostuivat juuri tämän tyyppisten kuolevien tähtien sisätiloissa tapahtuneen nukleosynteesin seurauksena. Mutta rauta on rajana; se ei voi toimia polttoaineena ydinfuusio- tai hajoamisreaktioissa missään lämpötilassa ja paineessa, koska sekä sen hajoaminen että lisänukleonien lisääminen siihen vaativat ulkoisen energian sisäänvirtauksen. Tämän seurauksena massiivinen tähti kerää vähitellen sisälleen rautaytimen, joka ei pysty toimimaan polttoaineena myöhemmille ydinreaktioille.

Heti kun lämpötila ja paine ytimen sisällä saavuttavat tietyn tason, elektronit alkavat olla vuorovaikutuksessa rautaytimien protonien kanssa, mikä johtaa neutronien muodostumiseen. Ja hyvin lyhyessä ajassa - jotkut teoreetikot uskovat, että se kestää muutamassa sekunnissa - elektronit, jotka olivat vapaita koko tähden edellisen evoluution aikana, kirjaimellisesti liukenevat rautaytimien protoneihin, kaikki tähden ytimen aine muuttuu jatkuvaksi neutroneja ja alkaa kutistua nopeasti painovoiman romahtaessa, koska sitä vastaan ​​tulevan rappeutuneen elektronikaasun paine putoaa nollaan. Tähden ulkokuori, jonka alta kaikki tuki lyödään ulos, painuu keskelle. Puristetun ulkokuoren törmäysenergia neutroniytimeen on niin suuri, että se pomppaa pois suurella nopeudella ja hajoaa ytimestä kaikkiin suuntiin - ja tähti kirjaimellisesti räjähtää sokaisevassa välähdyksessä supernova tähdet. Supernovaräjähdyksen aikana avaruuteen voi vapautua muutamassa sekunnissa enemmän energiaa kuin kaikki galaksin tähdet yhteensä samana aikana.

Supernovaräjähdyksen ja kuoren laajenemisen jälkeen tähdissä, joiden massa on noin 10-30 aurinkomassaa, meneillään oleva painovoiman romahdus johtaa muodostumiseen. neutronitähti, jonka ainetta puristetaan, kunnes se alkaa tuntua rappeutuneiden neutronien paine - toisin sanoen nyt neutronit (kuten elektronit ennen) alkavat vastustaa lisäpuristusta, mikä vaatii sinä itse Elintila. Tämä tapahtuu yleensä, kun tähti saavuttaa halkaisijaltaan noin 15 km:n koon. Tämän seurauksena muodostuu nopeasti pyörivä neutronitähti, joka lähettää sähkömagneettisia pulsseja pyörimistaajuudellaan; sellaisia ​​tähtiä kutsutaan pulsarit. Lopuksi, jos tähden ytimen massa ylittää 30 Auringon massaa, mikään ei voi estää sen jatkuvaa painovoiman romahtamista, ja supernovaräjähdyksen seurauksena

Tähtitieteen tähtien evoluutio on muutossarja, jonka tähti käy läpi elämänsä aikana eli satojen tuhansien, miljoonien tai miljardien vuosien aikana, kun se säteilee valoa ja lämpöä. Tällaisten kolossaalien ajanjaksojen aikana muutokset ovat erittäin merkittäviä.

Tähden evoluutio alkaa jättimäisestä molekyylipilvestä, jota kutsutaan myös tähtikehdoksi. Suurin osa galaksin "tyhjästä" tilasta sisältää itse asiassa 0,1-1 molekyyliä cm3:tä kohti. Molekyylipilven tiheys sen sijaan on noin miljoona molekyyliä cm3 kohti. Tällaisen pilven massa ylittää Auringon massan 100 000–10 000 000 kertaa sen koosta johtuen: halkaisijaltaan 50–300 valovuotta.

Tähden evoluutio alkaa jättimäisestä molekyylipilvestä, jota kutsutaan myös tähtikehdoksi.

Niin kauan kuin pilvi kiertää vapaasti alkuperäisen galaksin keskuksen ympärillä, mitään ei tapahdu. Gravitaatiokentän epähomogeenisuudesta johtuen siinä voi kuitenkin syntyä häiriöitä, jotka johtavat paikallisiin massakeskittymiin. Tällaiset häiriöt aiheuttavat pilven painovoiman romahtamisen. Yksi tähän johtavista skenaarioista on kahden pilven törmäys. Toinen romahtamista aiheuttava tapahtuma voi olla pilven kulkeminen tiheän käsivarren läpi spiraaligalaksi. Kriittinen tekijä voi olla myös lähellä olevan supernovan räjähdys, jonka shokkiaalto törmää suurella nopeudella molekyylipilveen. Lisäksi galaksien törmäys on mahdollinen, joka voi aiheuttaa tähtien muodostumisen purskeen, koska törmäys puristaa kaasupilviä kussakin galaksissa. Yleensä pilven massaan vaikuttavien voimien epähomogeenisuus voi laukaista tähtien muodostumisprosessin.

kaikki epähomogeenisuus pilven massaan vaikuttavissa voimissa voi laukaista tähtien muodostumisprosessin.

Tämän prosessin aikana molekyylipilven epähomogeenisuudet puristuvat oman painovoimansa vaikutuksesta ja saavat vähitellen pallon muodon. Puristuessaan painovoimaenergia muuttuu lämmöksi ja kohteen lämpötila nousee.

Kun keskustan lämpötila saavuttaa 15–20 miljoonaa K, alkavat lämpöydinreaktiot ja puristus loppuu. Kohteesta tulee täysikokoinen tähti.

Tähden evoluution myöhemmät vaiheet riippuvat lähes kokonaan sen massasta, ja vasta tähden evoluution lopussa sen kemiallinen koostumus voi olla roolissaan.

Tähtien elämän ensimmäinen vaihe on samanlainen kuin Auringon – sitä hallitsevat vetykierron reaktiot.

Se pysyy tässä tilassa suurimman osan elämästään ja on Hertzsprung-Russell-kaavion pääsekvenssissä, kunnes sen polttoainevarastot loppuvat. Kun kaikki tähden keskellä oleva vety muuttuu heliumiksi, muodostuu heliumin ydin ja vedyn lämpöydinpoltto jatkuu ytimen reunalla.

Pienet ja kylmät punaiset kääpiöt polttavat hitaasti vetyvarastonsa ja pysyvät pääsekvenssissä kymmeniä miljardeja vuosia, kun taas massiiviset superjättiläiset jättävät pääsekvenssin vain muutaman kymmenen miljoonan (ja jotkut vain muutaman miljoonan) vuoden kuluttua muodostumisesta.

Tällä hetkellä ei tiedetä varmasti, mitä valotähdille tapahtuu sen jälkeen, kun niiden sisätilojen vetyvarannot ovat loppuneet. Koska maailmankaikkeus on 13,8 miljardia vuotta vanha, mikä ei riitä tällaisten tähtien vetypolttoaineen tyhjentämiseen, moderneja teorioita perustuvat tietokonesimulaatio tällaisissa tähdissä tapahtuvia prosesseja.

Teoreettisten käsitysten mukaan osa valotähdistä, jotka menettävät olemuksensa (tähtituuli), haihtuvat vähitellen ja pienentyvät ja pienentyvät. Toiset, punaiset kääpiöt, jäähtyvät hitaasti miljardien vuosien aikana ja jatkavat heikosti säteilemistä sähkömagneettisen spektrin infrapuna- ja mikroaaltoalueilla.

Keskikokoiset tähdet, kuten aurinko, pysyvät pääsarjassa keskimäärin 10 miljardia vuotta.

Uskotaan, että aurinko on edelleen sen päällä, koska se on elinkaarensa puolivälissä. Heti kun tähti tyhjentää vedyn ytimen, se poistuu pääsarjasta.

Heti kun tähti tyhjentää vedyn ytimen, se poistuu pääsarjasta.

Ilman fuusioreaktioiden synnyttämää painetta sisäisen painovoiman tasapainottamiseksi tähti alkaa supistua uudelleen, kuten se teki aiemmin muodostumisprosessissaan.

Lämpötila ja paine nousevat jälleen, mutta toisin kuin prototähtivaiheessa, paljon korkeammalle tasolle.

Romahdus jatkuu, kunnes noin 100 miljoonan K:n lämpötilassa alkavat lämpöydinreaktiot, joissa on mukana heliumia, joiden aikana helium muuttuu raskaammiksi alkuaineiksi (helium hiileksi, hiili hapeksi, happi piiksi ja lopuksi pii raudaksi).

Romahdus jatkuu, kunnes noin 100 miljoonan K:n lämpötilassa alkavat lämpöydinreaktiot, joihin liittyy heliumia.

Uudelle tasolle alkanut aineen lämpöydin "poltto" aiheuttaa tähden hirviömäisen laajenemisen. Tähti "turpoaa", tulee hyvin "löysäksi", ja sen koko kasvaa noin 100 kertaa.

Tähdestä tulee punainen jättiläinen, ja heliumin palamisvaihe jatkuu noin useita miljoonia vuosia.

Mitä seuraavaksi tapahtuu, riippuu myös tähden massasta.

Keskikokoisissa tähdissä heliumin lämpöydinpolton reaktio voi johtaa tähden ulompien kerrosten räjähtämiseen, jotka muodostuvat niistä. planetaarinen sumu. Tähden ydin, jossa lämpöydinreaktiot pysähtyvät, jäähtyy ja muuttuu heliumvalkoiseksi kääpiöksi, jonka massa on yleensä jopa 0,5-0,6 Auringon massaa ja jonka halkaisija on luokkaa Maan halkaisijaa.

Massiivisten ja supermassiivisten tähtien (joiden massa on vähintään viisi auringon massaa) ytimessä tapahtuvat prosessit, kun painovoiman puristus kasvaa, johtavat räjähdykseen supernova valtavan energian vapautuessa. Räjähdykseen liittyy huomattavan massan tähtien aineen sinkoutuminen tähtienväliseen avaruuteen. Tämä aine osallistuu edelleen uusien tähtien, planeettojen tai satelliittien muodostumiseen. Supernovien ansiosta universumi kokonaisuudessaan ja erityisesti jokainen galaksi kehittyy kemiallisesti. Räjähdyksen jälkeen jäljelle jäänyt tähden ydin voi lopettaa kehityksensä neutronitähdeksi (pulsariksi), jos tähden massa myöhemmissä vaiheissa ylittää Chandrasekharin rajan (1,44 auringon massaa), tai mustana aukkoina, jos massa tähti ylittää Oppenheimer-Volkov-rajan (arvioidut arvot 2,5-3 auringon massaa).

Tähtien evoluutioprosessi maailmankaikkeudessa on jatkuvaa ja syklistä - vanhat tähdet kuolevat pois, uusia syttyy niiden tilalle.

Nykyaikaisten tieteellisten käsitteiden mukaan planeettojen ja elämän syntymiseen maapallolla tarvittavat alkuaineet muodostuivat tähtiaineesta. Vaikka ei ole olemassa yhtä yleisesti hyväksyttyä näkemystä siitä, kuinka elämä syntyi.

Opiskelu tähtien evoluutio on mahdotonta havaita vain yhtä tähteä - monet muutokset tähdissä etenevät liian hitaasti, jotta niitä voitaisiin huomata jopa vuosisatojen jälkeen. Siksi tutkijat tutkivat monia tähtiä, joista jokainen on tietyssä elinkaarensa vaiheessa. Viime vuosikymmeninä tähtien rakenteen mallintaminen tietokonetekniikalla on yleistynyt astrofysiikassa.

Tietosanakirja YouTube

1 / 5

✪ Tähdet ja tähtien evoluutio (sanoo astrofyysikko Sergei Popov)

✪ Tähdet ja tähtien evoluutio (kertoja Sergey Popov ja Ilgonis Vilks)

✪ Tähtien evoluutio. Sinisen jättiläisen kehitys 3 minuutissa

✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"

✪ Surdin V.G. Star Evolution osa 1

Tekstitykset

Termoydinfuusio tähtien sisällä

nuoria tähtiä

Tähtien muodostumisprosessia voidaan kuvata yhtenäisesti, mutta tähden evoluution myöhemmät vaiheet riippuvat lähes kokonaan sen massasta, ja vasta tähden evoluution lopussa sen kemiallisella koostumuksella voi olla merkitystä.

Nuoret pienimassaiset tähdet

Pienimassaiset nuoret tähdet (jopa kolme aurinkomassaa) [ ] , jotka ovat matkalla pääsekvenssiin, ovat täysin konvektiivisia, - konvektioprosessi kattaa koko tähden rungon. Nämä ovat itse asiassa edelleen prototähtiä, joiden keskuksissa ydinreaktiot ovat vasta alkamassa, ja kaikki säteily tapahtuu pääasiassa painovoiman puristumisesta. Kunnes hydrostaattinen tasapaino saavutetaan, tähden kirkkaus laskee vakiolämpötilassa. Hertzsprung-Russell-kaaviossa tällaiset tähdet muodostavat melkein pystysuoran radan, jota kutsutaan Hayashi-radoksi. Kun supistuminen hidastuu, nuori tähti lähestyy pääsarjaa. Tämän tyyppiset esineet yhdistetään Taurus-tyypin tähtiin.

Tällä hetkellä tähdissä, joiden massa on yli 0,8 Auringon massaa, ydin tulee läpinäkyväksi säteilylle ja säteilyenergian siirto ytimessä hallitsee, koska konvektiota vaikeuttaa yhä enemmän tähtiaineen tiivistyminen. Tähtikappaleen ulkokerroksissa vallitsee konvektiivinen energiansiirto.

Ei ole varmuudella tiedossa, mitä ominaisuuksia pienemmän massan tähdillä on silloin, kun ne osuvat pääsarjaan, koska aika, jonka nämä tähdet viettävät nuoressa luokassa, ylittää maailmankaikkeuden iän. ] . Kaikki ajatukset näiden tähtien kehityksestä perustuvat vain numeerisiin laskelmiin ja matemaattiseen mallinnukseen.

Kun tähti supistuu, degeneroituneen elektronikaasun paine alkaa nousta, ja kun tähti saavuttaa tietyn säteen, supistuminen pysähtyy, mikä johtaa supistumisen aiheuttaman edelleen lämpötilan nousun pysähtymiseen tähden ytimessä. ja sitten sen laskuun. Tähdille, joiden aurinkomassa on alle 0,0767, näin ei tapahdu: ydinreaktioiden aikana vapautuva energia ei koskaan riitä tasapainottamaan sisäistä painetta ja painovoiman supistumista. Tällaiset "tähdet" säteilevät enemmän energiaa kuin mitä syntyy lämpöydinreaktioiden prosessissa, ja ne kuuluvat niin kutsuttuihin ruskeisiin kääpiöihin. Niiden kohtalo on jatkuva supistuminen, kunnes rappeutuneen kaasun paine pysäyttää sen, ja sitten asteittainen jäähtyminen, kun kaikki alkaneet fuusioreaktiot lakkaavat.

Nuoria keskimassaisia ​​tähtiä

Nuoret tähdet, joiden massa on keskimääräinen (2-8 auringon massaa) [ ] kehittyvät laadullisesti täsmälleen samalla tavalla kuin heidän pienemmät sisarensa ja veljensä, paitsi että heillä ei ole konvektiivisia vyöhykkeitä pääsekvenssiin asti.

Tämän tyyppiset esineet liittyvät ns. Ae\Be Herbig-tähdet ovat spektrityypin B-F0 epäsäännöllisiä muuttujia. Niissä on myös levyt ja kaksinapaiset suihkut. Aineen ulosvirtausnopeus pinnalta, valoisuus ja tehollinen lämpötila ovat huomattavasti korkeammat kuin T Taurusilla, joten ne lämmittävät ja hajottavat tehokkaasti prototähtien pilven jäänteitä.

Nuoret tähdet, joiden massa on yli 8 auringon massaa

Tähdillä, joilla on tällainen massa, on jo normaalien tähtien ominaisuudet, koska ne ovat läpäisseet kaikki välivaiheet ja pystyneet saavuttamaan sellaisen nopeuden ydinreaktioihin, jotka kompensoivat säteilyn aiheuttaman energian menetyksen, kun taas massaa kertyi hydrostaattisen tasapainon saavuttamiseksi. ydin. Näissä tähdissä massan ja valoisuuden ulosvirtaus on niin suuri, että ne eivät vain estä molekyylipilven ulkoalueiden, jotka eivät vielä ole tulleet osaksi tähteä, painovoiman romahtamista, vaan päinvastoin hajottavat ne pois. Näin ollen muodostuneen tähden massa on huomattavasti pienempi kuin prototähtien pilven massa. Todennäköisesti tämä selittää sen, ettei galaksissamme ole tähtiä, joiden massa on yli noin 300 Auringon massaa.

tähden elinkaaren puolivälissä

Tähtiä on saatavilla monenlaisia ​​värejä ja kokoja. Niiden spektrityyppi vaihtelee kuumasta sinisestä viileään punaiseen ja massa 0,0767:stä noin 300 aurinkomassaan viimeaikaisten arvioiden mukaan. Tähden kirkkaus ja väri riippuvat sen pinnan lämpötilasta, jonka puolestaan ​​määrää sen massa. Kaikki uudet tähdet "ottavat paikkansa" pääsarjassa heidän mukaansa kemiallinen koostumus ja massa. Tässä ei tietenkään ole kyse tähden fyysisestä liikkeestä - vain sen sijainnista ilmoitetussa kaaviossa, joka riippuu tähden parametreista. Itse asiassa tähden liike kaaviota pitkin vastaa vain muutosta tähden parametreissa.

Uudelle tasolle alkanut aineen lämpöydin "poltto" aiheuttaa tähden hirviömäisen laajenemisen. Tähti "turpoaa", tulee hyvin "löysäksi", ja sen koko kasvaa noin 100 kertaa. Joten tähdestä tulee punainen jättiläinen, ja heliumin palamisvaihe kestää noin useita miljoonia vuosia. Melkein kaikki punaiset jättiläiset ovat muuttuvia tähtiä.

Tähtien evoluution viimeiset vaiheet

Vanhat tähdet, joilla on pieni massa

Tällä hetkellä ei tiedetä varmasti, mitä valotähdille tapahtuu sen jälkeen, kun niiden sisätilojen vetyvarannot ovat loppuneet. Koska maailmankaikkeuden ikä on 13,7 miljardia vuotta, mikä ei riitä tällaisten tähtien vetypolttoaineen tyhjentämiseen, nykyiset teoriat perustuvat tällaisissa tähdissä tapahtuvien prosessien tietokonesimulaatioihin.

Jotkut tähdet voivat syntetisoida heliumia vain joillakin aktiivisilla vyöhykkeillä, mikä aiheuttaa niiden epävakautta ja voimakkaita tähtituulia. Tässä tapauksessa planetaarisen sumun muodostumista ei tapahdu, ja tähti vain haihtuu ja tulee vielä pienemmäksi kuin ruskea kääpiö [ ] .

Tähti, jonka massa on alle 0,5 aurinkomassaa, ei pysty muuttamaan heliumia edes sen jälkeen, kun vetyä sisältävät reaktiot lakkaavat sen ytimestä - tällaisen tähden massa on liian pieni tarjoamaan uutta painovoiman puristusvaihetta riittävässä määrin " sytytys" helium. Näihin tähtiin kuuluvat punaiset kääpiöt, kuten Proxima Centauri, joiden pääsekvenssien elinikä vaihtelee kymmenistä miljardeista kymmeniin biljooniin vuosiin. Termoydinreaktioiden päätyttyä ytimissään ne, vähitellen jäähtyessään, jatkavat heikosti säteilemistä sähkömagneettisen spektrin infrapuna- ja mikroaaltoalueilla.

keskikokoisia tähtiä

Saavuttuaan keskikokoinen tähti (0,4-3,4 auringon massaa) [ ] punaisesta jättiläisfaasista vety päättyy sen ytimeen ja alkavat hiilisynteesin reaktiot heliumista. Tämä prosessi tapahtuu korkeammissa lämpötiloissa ja siksi ytimestä tuleva energiavirta kasvaa ja tämän seurauksena tähden ulkokerrokset alkavat laajentua. Hiilen synteesin alkaminen merkitsee uutta vaihetta tähden elämässä ja jatkuu jonkin aikaa. Lähes Auringon kokoisella tähdellä tämä prosessi voi kestää noin miljardi vuotta.

Muutokset säteilevän energian määrässä saavat tähden käymään läpi epävakauden jaksoja, mukaan lukien koon, pintalämpötilan ja energian vapautumisen muutokset. Energian vapautuminen siirtyy kohti matalataajuista säteilyä. Kaikkeen tähän liittyy lisääntyvä massahäviö voimakkaiden tähtituulten ja voimakkaiden pulsaatioiden vuoksi. Tässä vaiheessa olevia tähtiä kutsutaan "myöhäisen tyypin tähdiksi" (myös "eläkkeellä oleviksi tähdiksi"), OH-IR tähdet tai Miran kaltaiset tähdet niiden tarkkojen ominaisuuksien mukaan. Sumutetussa kaasussa on suhteellisen paljon raskaita alkuaineita, joita syntyy tähden sisällä, kuten happea ja hiiltä. Kaasu muodostaa laajenevan kuoren ja jäähtyy liikkuessaan pois tähdestä, mikä mahdollistaa pölyhiukkasten ja molekyylien muodostumisen. Lähdetähden voimakkaalla infrapunasäteilyllä tällaisiin kuoriin muodostuu ihanteelliset olosuhteet kosmisten maserien aktivoimiseksi.

Heliumfuusioreaktiot ovat erittäin herkkiä lämpötilalle. Joskus tämä johtaa suureen epävakauteen. Syntyy voimakkaimmat pulsaatiot, jotka antavat uloimmille kerroksille riittävän kiihtyvyyden, jotta ne sinkoutuvat pois ja muuttuvat planetaariseksi sumuksi. Tällaisen sumun keskelle jää jäljelle tähden paljas ydin, jossa lämpöydinreaktiot lakkaavat ja jäähtyessään muuttuu heliumvalkoiseksi kääpiöksi, jonka massa on yleensä jopa 0,5-0,6 aurinkoa. massat ja halkaisija, joka on luokkaa Maan halkaisijaa.

Suurin osa tähdistä, mukaan lukien aurinko, saattaa evoluutionsa loppuun supistumalla, kunnes degeneroituneiden elektronien paine tasapainottaa painovoimaa. Tässä tilassa, kun tähden koko pienenee kertoimella sata ja tiheys on miljoona kertaa suurempi kuin veden, tähti kutsutaan valkoiseksi kääpiöksi. Se on vailla energianlähteitä ja vähitellen jäähtyessään siitä tulee näkymätön musta kääpiö.

Aurinkoa massiivisemmissa tähdissä rappeutuneiden elektronien paine ei voi pysäyttää ytimen puristusta, ja elektronit alkavat "puristua" atomiytimiksi, mikä muuttaa protonit neutroneiksi, joiden välillä ei ole sähköstaattista hylkäysvoimaa. Tällainen aineen neutronointi johtaa siihen, että tähden, joka nyt on itse asiassa yksi valtava atomiydin, koko mitataan useissa kilometreissä ja tiheys on 100 miljoonaa kertaa suurempi kuin veden tiheys. Tällaista kohdetta kutsutaan neutronitähdeksi; sen tasapainoa ylläpitää degeneroituneen neutroniaineen paine.

supermassiiviset tähdet

Kun tähti, jonka massa on suurempi kuin viisi auringon massaa, tulee punaisen superjättiläisen vaiheeseen, sen ydin alkaa kutistua gravitaatiovoimien vaikutuksesta. Kun puristus kasvaa, lämpötila ja tiheys kasvavat, ja uusi lämpöydinreaktioiden sarja alkaa. Tällaisissa reaktioissa syntetisoidaan yhä raskaampia alkuaineita: heliumia, hiiltä, ​​happea, piitä ja rautaa, mikä väliaikaisesti estää ytimen romahtamisen.

Tämän seurauksena, kun jaksollisen järjestelmän raskaita elementtejä muodostuu yhä enemmän, rauta-56 syntetisoituu piistä. Tässä vaiheessa edelleen eksoterminen lämpöydinfuusio tulee mahdottomaksi, koska rauta-56-ytimessä on maksimimassavika ja raskaampien ytimien muodostuminen energian vapautuessa on mahdotonta. Siksi, kun tähden rautasydän saavuttaa tietyn koon, siinä oleva paine ei enää kestä tähden päällä olevien kerrosten painoa, ja ytimen välitön romahdus tapahtuu sen aineen neutronisoituessa.

Mitä seuraavaksi tapahtuu, ei ole vielä täysin selvää, mutta joka tapauksessa meneillään olevat prosessit johtavat muutamassa sekunnissa uskomattoman voimakkaaseen supernovaräjähdukseen.

Vahvat neutrino-suihkut ja pyörivä magneettikenttätyöntö suurin osa tähden keräämää materiaalia [ ] - niin sanotut istuinosat, mukaan lukien rauta- ja kevyemmät elementit. Laajentuvaa ainetta pommittavat tähden ytimestä lähtevät neutronit, jotka vangitsevat ne ja luovat siten joukon rautaa raskaampia alkuaineita, mukaan lukien radioaktiiviset, uraaniin asti (ja mahdollisesti jopa Kaliforniaan). Näin ollen supernovaräjähdykset selittävät rautaa raskaampien alkuaineiden esiintymisen tähtienvälisessä aineessa, mutta tämä ei ole ainoa mahdollinen tapa niiden muodostelmia, jotka esittelevät esimerkiksi teknetiumtähtiä.

räjähdysaalto ja Neutrinosuihkut kuljettavat ainetta pois kuolevasta tähdestä [ ] tähtienväliseen avaruuteen. Myöhemmin, kun se jäähtyy ja kulkee avaruuden halki, tämä supernovamateriaali voi törmätä muihin avaruuden "romuihin" ja mahdollisesti osallistua uusien tähtien, planeettojen tai satelliittien muodostumiseen.

Supernovan muodostumisen aikana tapahtuvia prosesseja tutkitaan edelleen, eikä tämä asia ole toistaiseksi selvä. Kysymys on myös siitä hetkestä, mitä alkuperäisestä tähdestä on jäljellä. Kuitenkin kahta vaihtoehtoa harkitaan: neutronitähtiä ja mustia aukkoja.

neutronitähdet

Tiedetään, että joissakin supernoveissa superjättiläisen sisällä oleva voimakas painovoima saa elektronit absorboitumaan atomiytimeen, jossa ne sulautuessaan protonien kanssa muodostavat neutroneja. Tätä prosessia kutsutaan neutronisaatioksi. Läheisiä ytimiä erottavat sähkömagneettiset voimat katoavat. Tähden ydin on nyt tiheä atomiytimien ja yksittäisten neutronien pallo.

Tällaiset tähdet, jotka tunnetaan nimellä neutronitähdet, ovat erittäin pieniä - enintään iso kaupunki, ja niiden tiheys on käsittämättömän korkea. Niiden kiertoaika tulee erittäin lyhyeksi tähden koon pienentyessä (johtuen liikemäärän säilymisestä). Jotkut neutronitähdet tekevät 600 kierrosta sekunnissa. Joillakin niistä säteilyvektorin ja pyörimisakselin välinen kulma voi olla sellainen, että maa putoaa tämän säteilyn muodostamaan kartioon; tässä tapauksessa on mahdollista tallentaa säteilypulssi, joka toistuu ajan välein, joka vastaa tähden pyörimisjaksoa. Tällaisia ​​neutronitähtiä kutsuttiin "pulsareiksi", ja niistä tuli ensimmäinen löydetty neutronitähdet.

Mustat aukot

Kaikista tähdistä, jotka ovat läpäisseet supernovaräjähdyksen, ei tule neutronitähtiä. Jos tähdellä on riittävän suuri massa, tällaisen tähden romahtaminen jatkuu, ja itse neutronit alkavat pudota sisäänpäin, kunnes sen säde on pienempi kuin Schwarzschildin säde. Tähdestä tulee sitten musta aukko.

Mustien aukkojen olemassaolo ennusti yleisellä suhteellisuusteorialla. Tämän teorian mukaan

TÄHIEN EVOLUUTIO- fyysinen muutos ajan myötä. tähtien parametrit ja havaitut ominaisuudet. ydinreaktiot, energia ja massahäviö. Lähellä oleville tähdille kaksoisjärjestelmät olentoja, aineen vaihdolla kumppaneiden välillä on rooli. Katso tällaisten tähtien evoluutio kohdasta Art. läheiset kaksoistähdet.

Main tähden havaittavissa olevat ominaisuudet ovat sen valovoima L(tunnetulla etäisyydellä) ja lämpötila G, tähden pinta, joka määräytyy spektrin energian jakautumisen perusteella. suunnilleen T s on yhtä suuri kuin tehollinen lämpötila T e. E. h. esitetty viivana (raitana) tasossa lg L, lg T e (eli on Hertzsprung - Jälleenmyyntikaavio, GRD).

Johdanto

Tähdet syntyvät tiheistä tähtienvälisistä pilvistä, joissa kehittyvät lämpö- ja hydrodynaamiset pilvet. epävakaus (katso tähtien muodostuminen). Näiden epävakauksien seuraus on hydrodynaaminen. pilven osan romahtaminen, joka päättyy gravitaatiosidonnaisen esineen - prototähden - muodostumiseen. Romahdus on epätasainen. Keskiosan nopea puristuminen, osa johtaa hydrostaattisesti tasapainoisen ytimen muodostumiseen, jossa on massa (luisuvan pilven kokonaismassalle Auringon massa), ja seuraa sitten pitkää vaihetta kasveja sen päällä loput pilvestä (kuori). Prototähden muodostumisaika romahduksen alusta on 10 -10 6 vuotta. Protostähdet loistavat painovoiman vapautumisen vuoksi. puristusenergiaa. Osallistuminen tekee myös tietynlaisen panoksen valoisuuteen
, joista pieni määrä muodostui maailmankaikkeuden evoluution hyvin varhaisessa vaiheessa (ks. Nukleosynteesi).Kun massa kasvaa ja puristus temp-pa center. prototähden ytimen alueet kasvavat. Kun se saavuttaa arvot ~ 10 7 K (mikä on mahdollista tähdille, joiden massa on yli vedyn palaminen alkaa (termoydinreaktiot vedyn muuttamisessa heliumiksi). Säteilyn energiahäviöt kompensoidaan vedyn palamisen aikana vapautuvalla energialla. Tähti siirtyy pääsekvenssiin (MS) GRD. Lisätietoja E.Z.:n alkuvaiheesta, katso Art. prototähdet.
Tähtien muodostumista seuraa kuoren materiaalin ulosvirtaus, jolloin tähden massa MS:llä on pienempi kuin alussa. romahtavan pilven massa. Havainnot osoittavat, että prototähtivaiheessa massahäviö tähdissä on c (T Tauri-tähdet). Yleislääkärille saapumisen aikana (6 * 10 6 vuotta enintään 2 10 7 vuotta tähden massa pienenee Tähtien kirkkaus kasvaa nopeasti massan kasvaessa (ks. Paino - valovoimariippuvuus). Tähtien luona kirkkausvaiheen valoisuus osoittautuu niin suureksi, että se aiheuttaa voimakkaan aineen ulosvirtauksen ja syntyvän tähden massa M osoittautuu huomattavasti pienemmäksi. massat M0 romahtava pilvi: varten

Tähti, joka säteilee vapauttamalla ydinenergiaa, kehittyy hitaasti kemian muuttuessa. sävellys. Naib. Tähti viettää aikaa vaiheessa, jossa sen keskipiste on sen keskellä. alueella poltetaan vetyä. Tätä vaihetta kutsutaan GP GRD:ssä. Suurin osa havaituista tähdistä sijaitsee lähellä MS:ää. Tämän vaiheen pitkä kesto liittyy ensinnäkin siihen, että vety on kaloririkkain ydinpolttoaine. Kun yksi heliumydin (alfahiukkanen) muodostuu 4 vetyytimestä, vapautuu 3 alfahiukkasesta vain 12 C, eli energian vapautuminen massayksikköä kohti on 10 kertaa pienempi. Toiseksi MS:n tähdet säteilevät paljon vähemmän kuin evoluution myöhemmissä vaiheissa, ja sen seurauksena käy ilmi, että MS:n elinikä on kahdesta kolmeen suuruusluokkaa pidempi kuin koko myöhemmän evoluution aika. Näin ollen MS:n tähtien määrä ylittää merkittävästi kirkkaampien tähtien määrän.

Vedyn palamisen jälkeen tähden keskustassa ja heliumin ytimen muodostumisen jälkeen ydinenergian vapautuminen siinä pysähtyy ja ydin alkaa supistua intensiivisesti. Vety jatkaa palamista ohuessa kuoressa, joka ympäröi heliumydintä (ns. kerroslähde). Samalla kuori laajenee, tähden kirkkaus kasvaa, pinnan lämpötila laskee ja tähdestä tulee punainen jättiläinen (vähemmän massiivisten tähtien tapauksessa) tai superjättiläinen (punainen tai keltainen), jos tähtiä on enemmän. massiiviset tähdet (katso kuva. Punaiset jättiläiset ja superjättiläiset). Myöhempi evoluutioprosessi määräytyy pääasiassa tähden massasta M.

Tähdissä ydinpoltto päättyy hiilen (12 C) muodostumisen jälkeen hapen sekoituksella tähtiytimen, jonka massa on n. 1. Kun koko tätä ydintä ympäröivä kuori on nollattu, se muuttuu "kuolleeksi" tähdeksi - valkoinen kääpiö.
massiivisia tähtiä käy läpi evoluutiota. palamispolku tähtiytimen muodostumiseen stabiilimmasta (maks. sitoutumisenergia nukleonia kohti) alkuaine 56 Fe. Tällaisessa ytimessä ydinenergian vapautuminen on mahdotonta, paineen nousu ei kompensoi gravitaatiovoimien lisääntymistä kasvun aikana ja hidasta kvasistaattisuutta. puristus korvataan nopealla romahduksella - hydrodynaaminen häviää. vakaus ja räjähdys supernova. Nopealla puristuksella tiheyteen r, joka on lähellä aineen tiheyttä in atomiydin, erottuu valtavasta määrästä painovoimaa. energiaa - kertaa enemmän kuin koko kymmeniä miljoonia vuosia kestävän ydinevoluution aikana. Suurin osa tästä energiasta kulkeutuu neutriinojen mukana. Kuoren räjähdyksen ja irtoamisen jälkeen muodostuu jäännös muodossa neutronitähti- toisen tyyppiset "kuolleet" tähdet.
Keskimassaisissa tähdissä muodostuu rappeutunut hiili-happiydin, jonka massa on niin suuri, että se ei voi enää olla valkoisen kääpiön muodossa, vaan jatkaa supistumista, kunnes lämpötilan ja tiheyden nousu johtaa nopeaan (räjähtävä) polttohiili (hiilileima) ja koko tähden laajeneminen. Tämä laajeneminen havaitaan myös supernovaräjähdyksenä, jonka tilalle ei jää jäännöksiä.

Lopuksi, massiivisimpien tähtien romahtaminen ei välttämättä pysähdy neutronitähden vaiheeseen, vaan jatkuu edelleen muodostaen relativistisen kohteen - musta aukko. Katsomassa. mustan aukon muodostumisprosessin ilmenemismuotoja ei vielä tunneta. On mahdollista, että valoisuuden lisääntyminen täällä on niin merkityksetöntä, että tällaista romahdusta on vaikea havaita ("hiljainen" romahdus). Kuitenkin myös tässä tapauksessa romahdukseen tulisi liittyä voimakas neutriinosäteilyn purskahdus, melkein kuin neutronitähden muodostumisen aikana, ja lisäksi ennen romahduksen alkamista olemassa ollut tähti katoaa (sammuu).

Melkein koko ajan tähtien evoluutio vakaa hajoamisen suhteen. tyyppisiä häiriöitä. Naib. Kahden tyyppiset häiriöt ovat tärkeitä: hydrodynaaminen ja lämpö. Hydrodynaaminen häiriöt liittyvät satunnaisiin häiriöihin tähden tiheydessä ja koossa. Vakaus tällaisten häiriöiden suhteen varmistetaan sillä, että painevoiman puristuksen (laajenemisen) aikana P nousu (pudota) nopeammin kuin painovoima. Tämä johtaa siihen, että satunnaisen puristuksen tai laajenemisen aikana syntyy voima, joka palauttaa tähden tasapainotilaan. Painemuutos nopeiden prosessien aikana tapahtuu lähes adiabaattisesti, joten stabiilisuuden määrää adiabaattinen eksponentti, jonka tulee olla suurempi kuin 4/3 ( S- ud. haje; katso Art. painovoiman romahdus). Koska tähdessä olevan aineen paine määräytyy ihanteellisen kaasun ja säteilyn sekoituksesta, ja tähdet ovat yleensä hydrodynaamisesti stabiileja. Esimerkki epävakaasta tähdestä on esisupernova, jossa on rautaydin, jossa paineen nousu puristuksen aikana on riittämätön. Tämä tarkoittaa, että osa energiasta kuluu raudan valohajoamiseen neutronien, protonien ja alfahiukkasten muodostumiseen, ja g laskee merkittävästi ja voi lähestyä yhtenäisyyttä.

Stabiili lämpöhäiriöiden suhteen saadaan aikaan tähden negatiivisella lämpökapasiteetilla. Negatiivinen lämpökapasiteetti voidaan selittää viriaalisen lauseen perusteella. Sovellettaessa tähtiä, joita kuvataan tilayhtälöllä, jonka adiabaattinen eksponentti on 5/3, tämä lause sanoo, että tasapainotilassa tähden lämpöenergia on puoli abs. sen painovoiman suuruus. energia (negatiivinen), eli tähden kokonaisenergia on negatiivinen ja yhtä suuri kuin puolet gravitaatioenergiasta.

Mikä tahansa satunnainen energian vapautuminen lisää tähden kokonaisenergiaa, eli pienentää sen abs. koko. Siksi uudessa tasapainoasennossa tähden täytyy laajentua, jotta abs pienenee. painovoiman arvon suuruus. energiaa. Tämän mukaisesti tähden lämpöenergian (ja siten lämpötilan) arvo uudessa tilassa laskee, koska se on puoli abs. painovoiman arvot. energiaa. Näin ollen energian vapautuminen johtaa lämpötilan laskuun, jota kutsutaan. negatiivinen lämpökapasiteetti. Kun kielletään. lämpökapasiteetin satunnainen lämmön vapautuminen alentaa lämpötilaa ja vähentää siten lämmön vapautumista ydinreaktioissa, joiden nopeus laskee nopeasti lämpötilan laskeessa. Päinvastoin, satunnainen energiahäviö kompensoidaan puristumalla ja lisäämällä lämmön vapautumisnopeutta.

Joissakin kriittisissä asioissa vaiheissa tähden lämpökapasiteetti muuttuu positiiviseksi. Sitten syntyy lämpöepävakautta ja tapahtuu lämpöleima. Naib, termisen epästabiilisuuden kehittymismekanismi on ilmeinen degeneroituneen ytimen läsnä ollessa, jossa paine ja int. aineen energia on käytännössä riippumaton lämpötilasta. Tässä tapauksessa lämmön vapautuminen johtaa lämpötilan nousuun, mikä ei vaikuta paineen nousuun ja siksi siihen ei liity laajenemista. Koska ydinreaktioiden nopeus kasvaa nopeasti lämpötilan noustessa, tapahtuu itsestään kiihtyvää ydinenergian vapautumista ja lämpöleimausta (ydinräjähdys).

Prosessit, jotka määrittävät E. z.:n, etenevät eri ominaisajoilla, joista huomioidaan hydrodynaaminen lämpö- ja ydinhydrodynaaminen. aika kuvaa tähden parametrien muutosnopeutta, kun aine liikkuu äänen nopeuteen verrattavissa olevilla nopeuksilla sinä kuulostat. Suuruusjärjestyksessä missä R on tähden ominaiskoko. Tasapainotähdelle Hydrodynaaminen vapaan pudotuksen aikajärjestyksen aika:
Terminen aika määrittää tähden jäähtymis- tai kuumenemisnopeuden. Jäähdytettäessä ilman ydinpolttoa, koska energiavarasto on painovoiman suuruusluokkaa. tähti energia; tässä tapauksessa t th usein kutsuttu Kelvin-Helmholtzin aika. Nopeassa ydinpalamisessa hydrodynaamisen puuttuessa. liikkeet, milloin lämmitysaika, missä on energian vapautumisnopeus ja CV- lämpökapasiteetti postissa, tilavuus.

Ydinaika määrittää kemikaalin muutosnopeuden. koostumus (alkuainepitoisuudet) ydinpolton aikana. Käytä yleensä pitoisuutta (sisältöä) painon mukaan X i- tietylle alkuaineelle kuuluva tilavuusyksikkömassan osuus i. Ydinaika riippuu erittäin jyrkästi (eksponentiaalisesti) lämpötilasta. Tavallisissa tähdissä, joissa hydrostaattinen jännite säilyy. tasapaino on tällä kertaa yleensä paljon pidempi kuin muut ominaisajat. Ydin nopeassa palamisessa t n liittyy lämpöaikaan:

Missä q- ydinpolttoaineen kaloripitoisuus (polttoaineen yksikkömassan palamisen aikana vapautuva energia
Lähes koko E. z.:n ajan - nuoren supistuvan tähden vaiheesta myöhempään vaiheeseen - aika on minimaalinen. kaikista tunnusomaisista ajoista. Vain esisupernovassa, jossa ydintasapaino (tasapaino voimakkaiden vuorovaikutusreaktioiden suhteen) tapahtuu, aika on lyhin. Yleensä tähti ylläpitää likimääräistä tasapainoa suhteellisen nopeista prosesseista (esim. hydrostaattinen tasapaino), ja evoluution ajan määrää jokin hitaista prosesseista.

Gravitaatiovaiheessa puristus, epätasa-arvo Tähti on hydrostaattisessa tilassa. tasapaino, evoluution määrää energian menetys (tyypillisellä ajalla tärkeimmät ydinreaktiot eivät käytännössä tapahdu.

MS:ssä tämä epätasa-arvo jatkuu, mutta evoluution määräävät ydinreaktiot ja tapahtuu hydrostaattista toimintaa. ja lämpötasapaino.
Heliumytimen muodostumisen, keskusalueiden puristumisen ja kuoren laajenemisen jälkeen ydinreaktioiden nopeus tähden keskustassa kasvaa niin paljon, että t n tulee järjestykseen poikkeamia lämpötasapainosta tapahtuu heliumytimen ympärillä olevassa massiivisessa kuoressa. Hydrodynaaminen aika pysyy minimaalisena ja hydrostaattisena. tähden tasapaino ei häiriinny.

Kun välähdys hiili-happiytimessä, joka johtaa tähden täydelliseen laajenemiseen, molemmat ja osoittautuvat paljon pienemmiksi kuin t h, mikä johtaa hydrostaattisen häiriön rikkomiseen. tasapaino ja räjähdys.

Massiivisten presupernovaen ytimissä, joissa ydintasapaino tapahtuu, E.z. määräytyy energiahäviön nopeuden mukaan, kuten nuorissa supistuvissa tähdissä. Se päättyy hydrodynaamisen menettämiseen. vakautta ja nopeaa romahdusta. Hydrodynaaminen epävakaus ei liity muutokseen Kanssa muutoksen tähden tasapainotilan rakenteessa. Lämmön epävakauden kehittyminen liittyy nopeaan laskuun ja päättyy räjähdykseen, kun nämä ajat lyhenevät

Jos siis suljemme pois useita kriittinen hetkiä, tähdet massassaan ovat maailmanlaajuisesti vakaita mekaanisesti. ja lämpöhäiriöt. Erilaisia ​​tähtien materiaalin ominaisuuksia, erityisesti muuttuvien vyöhykkeiden läsnäolo. , ohuet palamiskerrokset, laajennetut kuoret, johtavat paikallisten epävakauksien kehittymiseen, jotka eivät johda tähden tuhoutumiseen, koska ne yleensä stabiloituvat epälineaarisilla vaikutuksilla, kun häiriöiden äärelliset amplitudit saavutetaan. Tiettyjen tyyppien olemassaolo muuttuvia tähtiä tällaisten paikallisten epävakauksien kehittymiseen.

Main tekijä, joka määrää lämpötilan jakautumisen tähdessä, on energiahäviön nopeus (valoisuus), joka riippuu opasiteetti tähtien sisätilat. Nopeus E.z. ilman energianlähteitä määräytyy lämpö- ja painovoimavarastojen mukaan. energiaa ja jäähdytysnopeutta, ja ydinreaktioiden "päällekytkeminen" vastaa lämpöenergiavarastojen kasvua ja evoluutionopeuden hidastamista. Faktich. Tähden kirkkaus määräytyy sen rakenteen perusteella, eikä se riipu ydinreaktioiden nopeudesta. Harkitse esimerkiksi siirtymistä painovoiman vaiheesta puristus tähden GP-vaiheeseen If tähti säteili vain painovoimavaraston vuoksi. energiaa, silloin sen tyypillinen elinaika (aika E. z.) oli bylet. Kun energiaa säteilee ja puristuu, lämpötila tähden keskellä nousee ja ydinlämmön vapautuminen lisääntyy, kunnes se tasapainottaa säteilyhäviöitä (valovoimaa). Tästä hetkestä alkaen painovoima puristus pysähtyy ja tähti "jäätyy" MS:ään, kunnes vety palaa ja heliumydin muodostuu. Tällaisen tähden käyttöikä kasvaa vedyn palamisen vuoksi lähes kolmella suuruusluokalla saavuttaen ~ 10 10 vuotta. Vastaavasti seuraavan ydinpolttoaineen palaminen "jäätyy" tähden johonkin muuhun tilaan. Piste (HRRD:ssä). jossa tähden "jäätyminen" tapahtuu, määrittää tietyn polttoaineen ydinreaktioiden nopeuden riippuvuuden lämpötilasta. Mitä suurempi polttoainesydän, sitä korkeampi lämpötila vaaditaan tietyn lämmön vapautumisnopeuden aikaansaamiseksi (korkeuden nousun vuoksi ytimen Coulombin este polttoaine). Kuitenkin lämpötilan ja tiheyden noustessa myös tähden valoisuus, joka on tilafunktio, kasvaa. Siksi, koska kehitys ja muodostuminen enemmän ja enemmän raskaita elementtejä keskustassa. valoisuus kasvaa lähes monotonisesti ytimessä.

Korkeissa lämpötiloissa neutrinohäviöillä on yhä tärkeämpi rooli tähden jäähtymisessä. Myöhemmissä vaiheissa neutrinohäviöt ovat useita suuruusluokkia suurempia kuin fotoniemissiosta johtuvat häviöt ja vastaavasti kiihdyttävät E.Z.

Tähtien evoluutioyhtälöt

Yleensä (laskelmien yksinkertaistamiseksi) tähteä katsotaan pyörimättömäksi ja pallosymmetriseksi. Evoluutioprosessissa tähden massa on hydrostaattisessa tilassa. yhtälön määräämä tasapaino

missä on säteen sisällä oleva massa r,

Tiheys, paine, määräytyy tilatason mukaan

Tässä ensimmäinen termi on kaasun paine, toinen on säteily, on kaasuvakio, A on säteilytiheyden vakio.Tähdissä, joiden massa on GP:ssä, aineen ei-ideaaliseen luonteeseen liittyvän tilayhtälön korjaukset ovat tärkeä osa. Lämpötilajakautuma määräytyy energiatason mukaan

(E-sisäinen energia massayksikköä kohden, - neutrinosäteilyn aiheuttaman energiahäviön nopeus massayksikköä kohden), lämmönsiirtoyhtälöt

Alueella säteilevä tasapaino(k - opasiteetti),

V konvektiivinen vyöhyke Ja

konvektiivisessa ytimessä pylvään kanssa. haje S. Konvektiivinen energiavirtaus Fc kuoressa lasketaan likimääräisen sekoituspolun teorian mukaan (katso kuva. konvektiivinen epävakaus).

Tasapainoyhtälöt on ratkaistu reunaehdot keskustassa ( r= 0, L= 0 klo t = 0) ja tasolla valokuvapallo, Missä optinen paksuus

klo m = M. Jälkimmäinen tilanne muuttuu monimutkaisemmiksi tähdille punaisten superjättiläisten ja jättiläisten vaiheessa, kun tähdellä on pidennetty kuori, jolla on pieni tiheys ja korkea valoisuus.

Ydinpolton prosessissa kemikaalien hidas muutos tähden koostumus ja sen seurauksena muutokset kaikissa sen parametreissa. Main ur-niami, joka kuvaa kemian kehitystä. koostumukset ovat:

Tässä: t p , ma, Ja m 12C - protonien, a-hiukkasten ja hiilen massat ja - vedyn, heliumin pitoisuudet (massan mukaan) ja energian vapautumisnopeus ja energia-tich. vastaavien ydinreaktioketjujen tuotos (katso alla). Massiivisten tähtien evoluution myöhäisiä vaiheita laskettaessa otetaan huomioon raskaampien alkuaineiden palaminen. Tähdillä, joilla on pienempi massa, on keskus, lämpöparvi

T s alle ~ 1,5-10 7 K pääasiallinen. reaktiot ovat ydinenergian lähde vetykierto(pp-sykli). Suurissa massoissa ja tähtien keskipisteessä, lämpötilassa, vety palaa pääasiassa. V hiili-typpikierto(CNO-sykli). cp. yhden 4 He -ytimen fuusiossa vapautuvan energian määrä (miinus neutriinojen kuljettama energia): pp-syklissä 26,2 MeV ja CNO-syklissä MeV. Vastaavat tehon vapautumisnopeudet:

(T9- temp-pa miljardeina K, r g/cm3). Konvektiivisen ytimen ilmaantuminen MS-unitähdissä liittyy siirtymiseen pp-:sta CNO-sykliin, jolla on jyrkempi palonopeuden riippuvuus lämpötilasta. Heliumin poltto tapahtuu ns. For-reaktiot - kolmen He-ytimen fuusioreaktiot:

A-reaktioon liittyy reaktio joka vastaa

Lämmön vapautuminen yhden ytimen muodostumisen aikana 12 C ja 16 O, vastaavasti, on yhtä suuri kuin
Tähtimallin rakentaminen (katso myös Tähtimallinnus)hetkessä vaatii tietoa sen tilasta numeerisen mallin edellisessä aikavaiheessa tn-1 löytääksesi painovoiman vapautumisnopeuden. energiaa

ja kemian määritelmät. sävellys

missä ovat yhtälöiden (7) oikeat osat, Yllä olevan eksplisiittisen aika-askelkaavion lisäksi käytetään implisiittistä kaaviota, kun F i , P/ r 2 tällä hetkellä laskettuna t n tai edustaa lineaarista yhdistelmää arvojen hetkistä, jotka on otettu tavallisten differentiaalien järjestelmän ratkaisu. ur-tions (1) - (6) monimutkaistaa läsnäolo yksittäisiä pisteitä tähden keskellä ja siksi integrointi tapahtuu keskustasta kohti ja pinnasta ompeleella c-l:ksi. välipiste [M. Schwarzschildin menetelmä]. Tikkauksen ehdoista löytyy keskikohta, r:n arvot, T kanssa ja myös L Ja T e. DR. ratkaisu on jakaa tähti N pallomainen kerrokset ja tasauspyörästöjen vaihto. differentiaaliyhtälöt [Henyn menetelmä (L. Nepueu)]. Jälkimmäinen menetelmä soveltuu paremmin tietokoneiden käyttöön. Rakentaa hydrostaattinen mallit käyttävät myös menetelmää, joka perustuu hydrodynaamisen ratkaisuun. ei-stationaariset yhtälöt viskositeetin kanssa.

Tähtien ydinevoluutio

Laskelmat E. h. esitetään raitoja kiintolevyllä. Kuten jo todettiin b. tunteja tähden elinajasta käytetään MS:ssä.
Tällaisen tähden elinikä MS:ssä (piste A kuvassa 1) ok. 10 10 vuotta, ja sen rakenne on samanlainen kuin rakenne aurinko. Tässä vaiheessa, tähden keskellä, alueilla vety "palaa" heliumiksi. Kun heliumin ytimen massa saavuttaa ~ 10 % tähden massasta, poikkeama MS:stä on havaittavissa (piste SISÄÄN). Valoisuuden lievä nousu alueella AB liittyy opasiteetin laskuun, joka johtuu elektronien lukumäärän vähenemisestä heliumin synteesin aikana vedystä. Vedyn palamisen tähden keskellä ja heliumin ytimen muodostumisen jälkeen energian poistumista siitä voidaan kompensoida vain puristuksen aikana vapautuvalla energialla. Tämä johtaa vetyä pidättävän kuoren puristumiseen ja kuumenemiseen, joka syttyy heliumydintä (kerroslähde) ympäröivässä ohuessa kerroksessa.

Heliumytimen puristuksen aikana ja vetykerroksen lähteessä vapautuva energia tulee ulos. Osittain se imeytyy vetykuoreen, reunat turpoavat vähitellen, mikä vähentää eff:ää. temp-py postissa, kirkkaus (osa BC).

Kuoren laajeneessa ja heliumin ytimen massan kasvaessa kaksi tekijää alkaa olla ratkaisevassa roolissa tähden käyttäytymisessä: kuoressa kehittyvä konvektio ja ytimessä esiintyvä rappeutuminen. Vaipan laajeneminen ja lämpötilan lasku siinä vaikuttavat ulkopuolen laajenemiseen. konvektiivinen vyöhyke, joka tähdellä oli MS:ssä. Konvektion kehittyminen johtaa lämmönpoiston paranemiseen, mikä negatiivisen ansiosta. tähden lämpökapasiteetti aiheuttaa sen puristumisen, lämpötilan nousun, lämmön vapautumisen ja valoisuuden. Valoisuuden lisääntyminen lisää säteilyn lämpötilagradienttia, mikä lisää konvektiota entisestään. T. o. tapahtuu positiivinen palaute ja konvektio vangitsee siksi osan tähden massasta lähestyen kerroslähdettä. Valoisuus kasvaa ja tähti liikkuu GRD:llä pisteestä KANSSA asiaan D(punaisten jättiläisten alue).

Kun tähti liikkuu kohti pistettä D siellä tapahtuu nopeutettu vedyn palaminen, massa isoterminen. heliumytimen määrä kasvaa, mikä tasapainotilanteessa johtaa sen tiheyden kasvuun. Koska ytimen lämpötila on lähellä vetykerroksen lähteen lämpötilaa ja nousee hieman, tiheyden kasvu johtaa ytimen rappeutumiseen. Sen paine lakkaa käytännössä riippumasta lämpötilasta. Näissä olosuhteissa heliumin syttymiseen liittyvällä pienellä ytimen lämpötilan nousulla ei ole juuri mitään vaikutusta paineeseen, tähti saa positiivisen lämpökapasiteetin, mikä johtaa heliumin palamisnopeuden jyrkäseen nousuun ( helium flash). Todellakin, vaikka energian vapautuminen heliumin palamisen aikana on pientä, tähti sijaitsee HRD:llä lähellä pistettä D ja lämpötilan ja tiheyden kasvu johtaa energian vapautumisen lisääntymiseen, mikä puolestaan ​​nostaa lämpötilaa. Positiivinen palaute tapahtuu, mikä johtaa lämpöheliumin välähdykseen ytimessä. Epidemian kehittyminen jatkuu, kunnes lämpötilan nousu poistaa ytimen rappeutumisen, tähti saa "normaalin" negatiivisen. lämpökapasiteetti ja heliumin jatkopalaminen jatkuvat hiljaa rappeutumattomassa ytimessä. Heliumsalaman ominaisuus on, että se on piilossa tähden syvyyksissä ja sen ulkopuolella. sen ilmenemismuodot ovat lähes poissa. Ei-degeneroituneen ytimen muodostumisen jälkeen tähti laskeutuu pisteestä D ja kääntyy vasemmalle kohti linjaa EF(jättiläisten vaakasuora haara), jossa se on, kunnes ytimen helium muuttuu hiileksi. Äskettäin muodostunut hiiliydin rappeutuu, heliumin syttyminen kerroslähteessä ja kaksikerroksisen helium-vetypolttokerroksen muodostuminen johtavat konvektion kehittymiseen kuoressa, ja sama kehityskuvio toistuu uudelleen. tähti palaa lähes samaa linjaa pitkin pisteeseen D.

Toisin kuin vetykerroslähteet, joissa palaminen etenee hiljaa, heliumkerroslähteet ovat epävakaita lämpösalaman kehittymisen suhteen. Tämän soihdun luonne, kuten myös heliumin ytimen leimahdus, liittyy positiiviseen. lämpökapasiteetti, mikä johtaa positiiviseen palautteeseen. Kerroksessa lämpökapasiteetti ei kuitenkaan johdu rappeutumisesta (helium ei rappeudu tässä), vaan palamisalueen geometriasta (ohut kerros) ja energian vapautumisnopeuden nopeasta kasvusta lämpötilan noustessa heliumin palamisen aikana. . Kerrostetun palamisen epävakauden mekanismi ei ole niin ilmeinen kuin rappeutuneen ytimen soihdun tapauksessa, ja se vaatii yksityiskohtaisia ​​laskelmia sen vahvistamiseksi.

T. o., pisteen läheisyydessä D on hiljaisia ​​tähtiä, joissa on heliumytimiä, ja leimahtavia tähtiä hiilitähteillä. Soihdut myötävaikuttavat aineen ulosvirtaukseen, joten kun hiilen ydin kasvaa, tähden kokonaismassa pienenee. Useiden jälkeen satoja soihdutuksia (likimääräinen luku, koska kukaan ei ole pystynyt laskemaan johdonmukaisesti niin montaa soihdutusta), mikä johtuu aineen nopeasta ulosvirtauksesta ja ytimen kasvusta, massa yli helium-vetyeff. tilapäinen ja. tästä syystä tähden liike vasemmalle. Polttoaineen loppumisen jälkeen kerroslähteissä (piste G) valoisuus säilyy vain ytimen lämpökapasiteetin ansiosta, joka jäähtyy nopeasti, tähti liikkuu alas GRD:tä ja muuttuu valkoiseksi kääpiöksi (piste h). Tässä vaiheessa tähti on jäähtynyt kokonaan. Havainnot osoittavat, että aineen ulosvirtaus lähellä pistettä D tapahtuu epätasaisesti, mikä tarkoittaa, että murto-osa massasta kaadetaan juuri ennen kuin tähti alkaa liikkua vasemmalle, jolloin muodostuu planetaarinen sumu.

Tähdet kanssa. MS-taudissa eläneiden tähtien kohdalla se ylittää kosmologisen. aika (2*10 10 vuotta), ja ne kaikki ovat joko MS:ssä tai ovat menossa sitä kohti. Tähdissä vedyn palamiseen liittyy tiheyden kasvu tähden keskustassa ja ytimen lähestyminen rappeutuneeseen tilaan. klo vetypalamisen jälkeen muodostunut heliumydin rappeutuu ja kuori turpoaa voimakkaasti, mikä johtaa valoisuuden lisääntymiseen ja pintalämpötilan laskuun (kuva 2). Tähdestä tulee punainen jättiläinen. Degeneroitunut ydin on epävakaa suhteessa heliumiin. Heliumin välähdys ytimessä johtaa sen laajenemiseen ja degeneraation poistamiseen; tässä tapauksessa enintään 1 % heliumista palaa.

Riisi. 2. Tähtien evoluution jäljet ​​[alkuperäisellä kemiallisella koostumuksella Xz(heliumia raskaampien alkuaineiden runsaus) - = 0,03] pääsekvenssistä heliumin välähdyksen M= 0,8 ja 1,5) tai ennen hiilen syttymistä keskellä (jos Numerot osoittavat tähden massaa, pisteet vastaavat pääsarjaa ja heliumin ja hiilen syttymishetkiä ytimessä).

Pienimassaiset tähdet, joissa on rappeutumaton heliumin ydin ja vetykuori heliumin välähdyksen jälkeen, sijaitsevat HRD:llä lähellä vaakasuuntaista jättiläishaaraa (SHG, kuva 3). Tällä haaralla tähdet ovat heliumytimiä, joiden massa hajoaa vetykuorilla. massat. Heliumin palamisen jälkeen ytimessä alkaa sen nopea puristuminen, kunnes heliumkerroksen lähde syttyy. GRD:n tähti liikkuu ylös ja oikealle viivalle, jota kutsutaan asymptoottiseksi. jättiläinen haara (ABG). Tällä linjalla tähti koostuu rappeutuneesta hiili-happiytimestä ja kahdesta kerroslähteestä (helium ja vety), jotka sijaitsevat hyvin lähellä toisiaan. Niiden yläpuolella on vetykuori, jonka massa voi saavuttaa Hämmästyttävä omaisuus tähdet AGB:ssä on, että niiden sijainti HRD:ssä riippuu vain hiiliytimen massasta eikä käytännössä riipu vetykuoren massasta. Kirkkaus L AWG:n tähdet määrittää f-loy

missä M co on hiili-happiytimen massa. Kasvun kanssa MCO tähti liikkuu GRD:llä AGB:tä ylöspäin. Tämä liike ei ole rauhallinen.

Riisi. 3. Alkumassan omaavien tähtien karkeat evoluutiojäljet M= 1,5, 25 Lihavoidut viivat vastaavat palamisen päävaiheita sydämessä (vastaavat reaktiot on merkitty seuraavaksi). varten M<2 . 3, ytimessä (HFN) tapahtuu heliumleima, sitten 4 He:n hiljainen palaminen alkaa ytimessä. Kun 4 Hän palaa ytimessä, tähti siirtyy varhaiseen asymptoottiseen jättiläishaaraan (RAN). Kun ydin, jossa 4 He on palanut, saavuttaa massan, heliumkerroksen lähteessä alkavat lämpöleimat (TV). AGB-vaiheessa tapahtuu massan menetystä, joka päättyy muun vetyverhon nopeaan irtautumiseen planetaarisen sumun (PN) muodossa. CO-ydinmassa muuttuu valkoiseksi kääpiöksi. Massiivisempien tähtien kehitys AVG-vaiheessa ja sen jälkeen prosessi on samanlainen. Säteiden ympyrä merkitsee planetaarisen sumun hehkun alkua, jolloin T, tähti saavuttaa 3 · 10 4 K ja kaasun ionisaatio PT:ssä alkaa.

Riisi. 4. Valkoiseksi kääpiöksi muuttuvan tähden evoluutiorata alkaen RAVG:stä; alkuperäinen kokoonpano:
. Pisteet ilmoittavat tähden sijainnin ennen seuraavaa lämpöpurkausta, sen numero ilmoitetaan. OM on valovoimaminimien verhokäyrä purkausten aikana. Tähtien jäljet ​​on esitetty leimahdusminimien alueella nro 7, 9 ja 10. Varjostetut alueet ovat MS:ssä ja heliumin palamisen alueella ytimessä (HTC), jossa on annettu tähtien likimääräiset evoluutiojäljet. Vasemmalla oleva katkoviiva vastaa vakiosäteistä tähteä

Kerroslähteiden pieni paksuus johtaa lämpöleimauksiin (TS). Välähdysten määrä liikkuessa AGB:tä pitkin kasvaa vetykuoren massan kasvaessa ja voi ylittää useita. tuhat. Purskeiden välinen aika riippuu myös pääasiassa ytimen massasta ja sen määrää lauseke

vuosina) ja tähden kirkkaus puhkeamismaksimissa

AGB-tähdille tyypillinen ominaisuus on niiden voimakas massahäviö. Uskotaan, että tähdet menettävät koko vetykuorensa ja muuttuvat valkoiseksi kääpiöksi, jolla on massa Massahäviön mekanismi ei ole täysin selvä, mutta uskotaan (havaintotietoihin perustuva luku), että osa massasta katoaa hiljaisen ulosvirtauksen muodossa ja loput (useat kymmenesosat putoavat nopeasti pois pallomaisen kuoren muodossa, havaitaan planetaarisena sumuna. Planetaarisen sumun ytimen evoluutiorata c, joka muuttuu valkoiseksi kääpiöksi, on esitetty kuvassa 4 (kaaviollisesti tällaiset jäljet ​​on esitetty kuvassa 3. Ajat katkoviivoilla t i ja vastaavat vetykuorten massat M oi, tasa-arvoinen

Tähdet massalla. Tällaisissa tähdissä ytimen massa saavuttaa. Kun ydin puristuu, siinä syttyy hiili. Hiilen palaminen tähden c rappeutuneessa ytimessä on epävakaa, reaktio johtaa räjähdykseen ja tähden täydelliseen laajenemiseen. On mahdollista, että tällaiset räjähdykset aiheuttavat havaitut ensimmäisen tyypin supernovapurkaukset. Tähtien ytimissä alusta alkaen. massat ylittävät (hiilen ytimeen asti ei ole rappeutunut. Degeneraatio tapahtuu ytimen muodostumisvaiheessa For

Sen seurauksena rappeutunut ydin kutistuu Neutronisoivat aineet 24 Mg, puristus muuttuu painovoimaksi. romahdus. Tässä tapauksessa ydin kuumenee epätasapainoisen neutronisoinnin vuoksi. tähdissä, joilla on massa Degeneroituneessa ytimessä kehittyy lämpöepävakautta, mikä, kuten heliumileimauksessa, johtaa rappeutumisen poistamiseen ja siirtymiseen hiljaiseen palamisjärjestelmään, kunnes 56 Fe ilmaantuu tähden keskelle. Tällaisen tähden kohtalo on samanlainen kuin massiivisempien tähtien kohtalo.

Massiivisten tähtien kehitys. Näiden tähtien palaminen keskustassa tapahtuu ilman rappeutumista rautaytimen muodostumiseen asti. Arvioidut evoluutiot. massiivisten tähtien jäljet ​​heliumin ytimen muodostumisen jälkeen ovat herkkiä fysikaalisille vaikutuksille. oletukset, laskentamenetelmä ja ovat hyvin erilaisia. Tämä ilmenee eri tavalla HRD:n silmukoiden muoto (samanlainen kuin kuvan 2 silmukat) sekä eff-arvot. tähden lämpötila heliumin palamisvaiheessa. Ero fyysisessä Oletuksiin kuuluu konvektiivisen epästabiilisuuden kriteerin valitseminen, joka ottaa huomioon [P. Ledoux'n kriteerin] tai ei ota huomioon [K. Schwarzschildin kriteeri] kemiallisen gradientin stabiloivaa roolia. sävellys. Tähän liittyy ns. puolikonvektiivinen vyöhyke, joka esiintyy konvektiivisen ytimen yläpuolella vedynpolttovaiheen unitähdissä ja jonka lämpötilagradientti on hyvin pieni yli adiabaattisen. Malleissa, jotka ottavat huomioon kemian gradientin. puolikonvektiovyöhyke on erotettu konvektiivisesta ytimestä säteilevällä kerroksella, joka estää sekoittumisen. Jos toisaalta käytetään Schwarzschild-kriteeriä, tapahtuu osittainen sekoittuminen ja kehitysolosuhteet muuttuvat merkittävästi. Helium palaa sinisten superjättiläisten alueella, kun taas Ledoux-kriteerin tapauksessa helium palaa punaisten superjättiläisten alueella.
Massan kasvaessa kriittisen sijainnin arvo kasvaa. kirkkaus

klo L = Lc valon paineen voima elektroneihin tasapainottaa painovoimaa. atomiytimien vetovoima. Kun tähti liikkuu HRD:llä oikealle punaisten superjättiläisten alueelle sen jälkeen, kun kuoreen on muodostunut heliumydin, jossa esiintyy heliumin ja vedyn epätäydellisen ionisoitumisen vyöhykkeitä, opasiteetti kasvaa jyrkästi ja L/L c tulee suurempi kuin yksi. Tässä vaiheessa tähden massahäviön nopeuden jyrkkä nousu on mahdollista, joten koko vetykuori voidaan menettää. Havainnot osoittavat erittäin kirkkaiden heliumtähtien olemassaolon Wolf-Rayet (WR, katso alla). susi - Raye tähtää), to-rykh on voimakas aineen ulosvirtaus massavirralla WR-tähtien muodostumisvaiheessa massavirta voisi olla paljon suurempi.

Massiivisten tähtien kehityksen laskeminen vaatii itsestään johdonmukaista massahäviön laskentaa, jotta määrä M saatiin laskelmissa yksiselitteisesti as L, R, T e,. T.-massahäviöaika M/M paljon hydrodynaamisempi. tähtiaika, vanhenemisvaiheessa oleva tähti voidaan esittää staattisena. ydin ja kiinteä ulosvirtaava kuori, parven massa kriittisen sisällä. virran säde on paljon pienempi kuin tähden massa; kriittisillä säde r kiihdyttää v to yhtä suuri (katso Tähtien tuuli).Virtausnopeus laskee nopeasti, kun siirryt tiheään int. tähden kerrokset, ja kuori muuttuu sujuvasti staattiseksi. ydin. Evoluutiosta on tehty vain alustavia laskelmia, joissa on otettu huomioon massahäviö, vaikka kehityskulkuja on monia. laskelmia fenomenologisilla ottaen huomioon massan menetys, riippuvuuksien tyyppi

(L, R, M yksiköissä

Riisi. 5. Tähtien evoluutiojäljet, joiden massat ovat 15 ja 25 bb" Ja eKr- heliumin palamisalueet sydämessä; CD- polttaminen kaksikerroksisessa (H - He) lähteessä; DE- hiilen poltto. Laskelmat tuotiin vakauden menetyspisteeseen (merkitty ympyrässä olevalla ristillä), katkoviivat vastaavat epävarmoja laskelmia.

Kahden tähden evoluutiolaskelma, joiden massa on jälkeinen (M = 15 ja rautasydämen muodostumiseen asti presupernovatilassa), on esitetty kuvassa 5. Hiilen palamisen jälkeen ytimen evoluutio etenee erittäin nopeasti. johtuen neutriinohäviönopeuden kasvusta, joten kuoren tila ei juuri muutu ja tähti liikkuu hitaasti GRD:tä pitkin romahduksen alkamiseen saakka. Supernova 1987A:n havainnot Suuressa Magellanin pilvessä osoittivat, että esi-supernova täällä oli sininen superjättiläinen, ei punainen superjättiläinen, kuten kuvassa 5 on esitetty. Tämä voi johtua siitä, että joko palautusvälineet, vetykuoren osat tai tähti kehittyi radalle siniselle alueelle tulevia silmukoita pitkin .Jos hiili syttyi sillä hetkellä, kun tähti oli sinisellä alueella, sen näennäinen sijainti HRD:ssä pysyi lähes muuttumattomana stabiiliuden menettämiseen ja supernovaräjähdykseen asti. Laskelmat osoittavat, että silmukoiden esiintyminen on luonteeltaan stokastista, joten voi puhua vain todennäköisyydestä, että tähti on sinisten, keltaisten tai punaisten superjättiläisten alueella supernovaa edeltävässä tilassa.

Tähdet, jotka ovat muuttuneet punaisiksi ja keltaisiksi jättiläisiksi ja superjättiläisiksi heliumin ytimen muodostumisen jälkeen, tulevat määrätietoisiksi. alue epävakaa suhteessa mekaanisten vaurioiden muodostumiseen. ja niitä havaitaan muuttuvina tähtinä, joiden kirkkaus vaihtelee säännöllisesti ( kefeidit ja RR Lyrae -tähdet). Main Syynä värähtelyjen virittymiseen näissä tähdissä on opasiteetin epänormaali käyttäytyminen epätäydellisen heliumin ionisaation vyöhykkeellä, jonka paksuus kasvaa lämpötilan noustessa (ks. Tähtien sykkiminen MS:n ulkopuolella on muuntyyppisiä muuttuvia tähtiä, joilla on säännöllinen, puolisäännöllinen ja epäsäännöllinen vaihtelu. Syy säännöllisten muuttujien vaihteluun, jotka ovat E. h:n vaiheissa. ennen ja jälkeen MS-tautia, on voimakkaiden konvektiivisten kuorien läsnäolo, mikä johtaa shokkiaaltojen syntymiseen tähtien soihdun aikana. auringon soihdut, mutta monta suuruusluokkaa tehokkaampi.

Presupernovat ja supernovat

Toisen tyypin supernovat (vetyviivat spektrissä ja jäänteet muodossa pulsarit) ovat massiivisten tähtien evoluution tuote, näiden tähtien ytimet menettävät vakauden ja romahtavat keskipisteen, lämpötilan noustessa niin paljon, että 56 Fe:n ja adiabaattisten ytimien dissosiaatio alkaa. indeksistä tulee alle 4/3. G:n arvo, joka lasketaan keskiarvona tähden yli, määrittää sen hydrodynaamisen. kestävyys. Epävakaus ilmenee, kun

Lausekkeessa oikealla oleva termi liittyy yleisen suhteellisuusteorian vaikutuksiin ja on yhtä suuri kuin nolla Newtonin teoriassa, jossa se erottaa vakaat tilat epävakaista. Kuvassa esitettyjen laskentatulosten mukaan. 5. Tähtien ytimet pisteessä, joka on pian stabiiliuden menetyksen jälkeen, on tunnusomaista seuraavilla parametreilla:

Tässä M, on ytimen massa; T s ja r c - keskilämpötila ja -tiheys, -neutrinoluminositeetti, -fotonivaloisuus, -fotosfäärin säde; suluissa olevat numerot osoittavat suuruusjärjestyksen. Tähtiä, joiden massa on n. Kuvassa 8 muodostuu degeneroitunut hiili-happiydin, jonka massa on 1,39, jolle ennen lämpöleimausta on tunnusomaista jälki, jonka parametrit: ( r i, on ytimen säde). Tähtien ytimien lämpöpurkaukset, jotka johtavat tähden täydelliseen laajenemiseen ja energian vapautumiseen ~ 10 51 erg, liittyvät havaittuihin tyypin I supernovien purkauksiin, joiden spektrissä ei havaita vetyä eikä pulsareja löydetty. räjähdyksen jäännöksissä. Tyyppien I ja II välissä olevat supernovaräjähdykset (vetyviivat ovat lähes näkymättömiä, mutta neutronitähtiä voi muodostua) liittyvät ilmeisesti stabiilisuuden menettämiseen keskimassaisten tähtien ytimissä. tai näiden tähtien saapuessa binäärijärjestelmiin.

hydrodynaamiset laskelmat. massiivisten tähtien ytimien romahtaminen osoitti, että suurin osa vapautuneista painovoiman energyerg) kulkeutuu neutriinon mukana. Tähden sisäosat osoittautuvat läpinäkymättömiksi siellä syntyneille neutriinoille, ja tähden sisään muodostuu neutriinofotosfääri. Putoavan kuoren neutriinolämpeneminen, siihen jääneen ydinpolttoaineen palaminen romahduksen aikana sekä putoavan kuoren pomppiminen muodostuneen neutronitähden pinnalta eivät riitä poistamaan ainetta liike-energiasta. energia-erg (supernovalle ominaista). Main syynä tähän ovat se, että neutriinovuo hidastaa kuoren putoamista ja kuoren pomppimisen aikana muodostunut shokkiaalto heikkenee lisäksi, koska suurin osa energiasta kuluu dissosioitumiseen kuoren atomiytimien kuoressa. raudan huippu (eli ytimet, joiden massaluvut ovat lähellä 56). Nopeat energiahäviöt, jotka johtuvat neutriinopäästöistä neutrinofotosfäärin alueelta, johtavat lämpötilagradientin nousuun ja konvektion kehittymiseen. Tämä voi lisätä merkittävästi kunkin emittoidun neutrinon energiaa ja vastaavasti sen vuorovaikutuksen poikkileikkausta aineen kanssa, mikä edistää räjähdystä.

Supernovaräjähdyksen energia voidaan saada muodostuvan neutronitähden pyörimisenergiasta, joka on 10 53 erg. Tärkein rooli pyörimisenergian muuttamisessa räjähdyksen energiaksi on magneettikentällä. ala. Siksi tällaista räjähdystä kutsutaan. magnetorotaatio. Neutronitähden ympärillä differentiaalisesti pyörivässä kuoressa atsimutaalinen magneettikenttä kasvaa lineaarisesti ajassa. voimalinjojen käämityksen vuoksi. Kun magn. paine kasvaa riittävästi, se muodostuu, reunat kasvavat eteneessään väliaineessa, jonka tiheys pienenee ja magneettien työn seurauksena. mäntä. Laskelmat osoittavat, että ~3-5% pyörimisenergiasta voidaan muuntaa liike-energiaksi. poistoenergia. Tämä riittää selittämään havaitut supernovat. Toisin kuin pallosymmetristen tähtien räjähdysmekanismeissa, joissa energiaa vapautuu sekunnin murto-osassa, magneto-rotaatioräjähdyksen aikana energian vapautuminen voi viivästyä useita. tuntia; tässä tapauksessa tuloksena olevan neutronitähden pyörimisjakso voi ylittää 10 millisekuntia (pyörimisnopeus on<~ 1/10 предельной, совместимой с устойчивостью нейтронной звезды).

Tähtien evoluution viimeiset vaiheet

Tähti, jolla ei ole energianlähteitä, loistaa jäähtymisen vuoksi, ja sen tasapainoa ylläpitää rappeutuneiden elektronien tai neutronien paine. Hauska pato. tosiasia on massarajan olemassaolo kylmissä tähdissä, mikä liittyy siihen, että tiheyden kasvaessa tapahtuu elektronien ja sitten neutronien suhteellista rappeutumista. Siksi riittävän massiiviset tähdet menettävät vakautensa ja menevät relativistisen romahduksen tilaan mustan aukon muodostuessa. Tiheydellä g/cm 3 aine koostuu elektroneista ja ytimistä. elektroni on kapeampi arvolla g / cm 3 (m z on nukleonien lukumäärä elektronia kohti), joten voit käyttää relativistisen rappeutuneen elektronikaasun tilayhtälöä

Barotrooppiselle tilayhtälölle P = P(s) tähden tasapaino määräytyy yhtälöillä (1) ja (2). Polytropian tapauksessa (1) ja (2) tasapainoyhtälö seuraa seuraavaa:

tähtimassa

Yhtälöstä (9) seuraa, että tähden alkumassa ei riipu r s:stä. Tilayhtälölle (8) massa

Riisi. 6. Kylmien tasapainotähtien massan riippuvuus keskustiheydestä. Ylempi katkoviiva vastaa "puhtaiden" neutronien tilayhtälöä, alempi hyperonit huomioiden.

Tähtien massa, joiden paineen määräävät rappeutuneet elektronit, ei voi ylittää ( Chandrasekara raja). Tähdet, joissa rappeutuneiden elektronien paine on hallitseva, ns. valkoiset kääpiöt pienen koon ja kuuman pinnan vuoksi. Kylmien tähtien kaaviossa (kuva 6) valkoiset kääpiöt sijaitsevat ensimmäisen maksimin vasemmalla puolella. Rautakoostumukselle = 28/13; Kanssa ottaen huomioon neutronisaatio ja Coulombin korjaukset tilan max yhtälöön rautavalkoisen kääpiön massa on suunnilleen kun keskipiste, tiheys on ~1.4x Suuremmalla tiheydellä m z kasvaa neutronisaation seurauksena ja tasapainomassa laskee. Tässä tapauksessa tasapainomallit ovat epävakaita, ja vakaus palautuu, kun pää. ei-relativistiset rappeutuneet neutronit alkavat vaikuttaa paineeseen (minimi näkyy kuvassa 6, jossa näin suurilla tiheyksillä ydinvuorovaikutuksella on tärkeä rooli, joten stabiileissa neutronitähdissä (minimin ja toisen maksimin välillä) neutroni kaasu ei ole ihanteellinen. Relativistinen neutronien rappeutuminen ja yleiset suhteellisuusteorian vaikutukset johtavat stabiilisuuden menettämiseen.Tämän seurauksena neutronitähden rajoittava massa (realistisille tilayhtälöille)

Tähdet alusta alkaen massa menettää ainetta evoluution aikana AGB:llä ja muuttuu valkoisiksi kääpiöiksi. Massiivisemmat tähdet, joilla ei ole aikaa menettää massaa ja menettää vakautta, joko lentävät erilleen hiilen räjähdysmäisen palamisen seurauksena tai hajoavat neutronitähdiksi. tyypit. Jos ylimääräistä massaa ei vapaudu romahduksen aikana, tapahtuu ytimen relativistinen romahdus ja mustan aukon muodostuminen. Mustien aukkojen esiasteet ovat naibeja, massiivisia tähtiä alusta alkaen. massojen toimesta

Lit.: Frank-Kamenetsky D. A., Fysikaaliset prosessit tähtien sisällä, M., 1959; Schwarzschild M., Tähtien rakenne ja evoluutio, käänn. Englannista, M., 1961; Tähtien sisäinen rakenne, toim. L. Allera. D. M. McLaughlin, käänn. Englannista, M., 1970; Masevich A. G., Tutukov A. V., Tähtien evoluutio; teoria ja havainnot, M., 1988; Bisnovaty-Kogan GS, Tähtien evoluutioteorian fyysisiä kysymyksiä. M.. 1989. G. S. Bisnovaty-Kogan.