Просто об электротехнике, электронике, математике, физике
Просто об электротехнике, электронике, математике, физике
Категория: Астрономия

Эволюция звезд и диаграмма Герцшпрунга-Рассела

В начале прошлого столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Расселл эмпирически установили независимо друг от друга, что существует зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом. Если нанести положения большого количества звезд на диаграмму, у которой по оси абсцисс отложены спектральные классы звезд, а по оси ординат – светимости, оказывается, что звезды отнюдь не располагаются беспорядочно, а образуют определенные группы. Положение звезды на диаграмме зависит от ее массы, возраста и химического состава.

Основная масса звезд на диаграмме ГР расположена вдоль диагонали на полосе, идущей от правого нижнего угла диаграммы в левый верхний угол. Эта полоса  называется главной последовательностью.

Диаграмма Гершпрунга -Рассела

Нижний правый угол занят холодными звездами с малой светимостью и малой массой, начиная со звезд порядка 0.08 солнечной массы, а верхний левый угол занимают горячие звезды, имеющие массу порядка 60-100 солнечных масс и большую светимость. Фаза эволюции, соответствующая главной последовательности, связана с выделением энергии в процессе превращения водорода в гелий, и, так как все звезды ГП имеют один источник энергии, то положение звезды на диаграмме ГР определяется ее массой и в малой степени –  химическим составом.

Основное время жизни звезда проводит на главной последовательности и поэтому главная последовательность – наиболее населенная группа на диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат на ней).

Светимость звезды пропорциональна ее эффективной температуре и площади поверхности.

   

Где – постоянная Стефана-Больцмана.

Для звезд главной последовательности существует аппроксимационное соотношение, известное как зависимость масса-светимость. Это соотношение было выведено из наблюдательного определения масс и светимостей звезд главной последовательности, и также подтверждается расчетами звездных моделей для звезд главной последовательности. Светимость звезды (грубо) пропорциональна ее массе в степени 3,5 или 4:

   

Таким образом, звезда в два раза массивней Солнца имеет светимость в 11 раз большую, чем Солнце. Наиболее массивные звезды главной последовательности примерно в 60 раз массивней Солнца. Это соответствует светимости почти в миллион раз больше солнечной.

Для наиболее массивных звезд .

Звезды проводят большую часть своей жизни на главной последовательности. В общем, более массивные звезды живут более быстрой жизнью, чем менее массивные. Казалось бы, звезды, имеющие большее количество водорода для горения, должны были бы расходовать его дольше, но это не так, потому что они используют свои ресурсы быстрее.

Энергия, излучаемая звездой за время , равна произведению светимости на это время:

   

Согласно уравнению Эйнштейна:

   

Приравнивая энергии из обоих выражений, получаем:

   

учитывая закон масса-светимость, имеем:

   

или по отношению к Солнцу:

   

Таким образом, если расчетное время жизни Солнца на главной последовательности составляет  лет, то звезда в 10 раз массивней Солнца будет жить в 1000 раз меньше, т.е. лет. Так как для наиболее массивных звезд , то по мере увеличения их массы время жизни перестает увеличиваться и стремится к величине ~3.5 млн. лет, что очень мало по космическим масштабам.

Звезда находится в равновесии. Ее собственное гравитационное поле порождает тенденцию к сжатию, в то же время тепло ядерных реакций внутри нее порождает тенденцию к расширению. Одно уравновешивает другое, и, поскольку ядерные реакции продолжаются, равновесие поддерживается, и звезда визуально остается неизменной.

Чем массивней звезда, тем сильнее ее гравитационное поле и сильнее тенденция к сжатию. Чтобы такая звезда сохраняла свой объем, она должна подвергаться ядерным реакциям в большем темпе, развивая более высокую температуру, необходимую для уравновешивания сильной гравитации.

Следовательно, чем массивней звезда, тем более горячей должна она быть и тем скорее она должна израсходовать свое ядерное топливо — водород. Начнем с того, что более массивная звезда содержит водорода больше, чем звезда менее массивная. Рассматривая все более и более массивные звезды, мы заметим, что топливо, которое необходимо тратить для уравновешивания гравитации, должно сгорать значительно быстрее, чем возрастает наличие водорода. Это означает, что более массивная звезда использует свой больший водородный запас быстрее, чем менее массивная звезда использует свой меньший запас водорода. Короче, чем массивней звезда, тем быстрее она расходует свое топливо и тем быстрее она проходит различные стадии своей эволюции.

Когда в недрах звезды водород преобразуется в гелий, ее внутренность становится все богаче гелием и поэтому более плотной. Возрастающая плотность усиливает гравитационное поле внутренности, она сжимается и вследствие этого становится горячее. По этой причине постепенно полностью нагревается и вся звезда, так что, в то время как центр сжимается, вся звезда в целом слегка расширяется. Со временем центр становится настолько горячим, что могут иметь место новые ядерные реакции. Ядра гелия внутри него начинают комбинироваться и образовывать новые более сложные ядра более тяжелых элементов, таких как углерод, кислород, магний, кремний и тому подобные.

И вот в центре внутренности становится настолько горячо, что равновесие полностью нарушается в сторону расширения. Вся звезда в целом начинает увеличиваться в ускоренном темпе. Когда она расширяется, общая энергия, излучаемая звездой, увеличивается, но эта энергия распространяется по более обширной поверхности, которая увеличивается в размере даже еще быстрее. Следовательно, температура любой части быстро увеличивающейся поверхности снижается. Поверхность охлаждается до такого уровня, что она накаляется лишь докрасна, вместо того чтобы накаляться добела, как в молодости звезды.

Результатом является «красный гигант». В небе сейчас существуют такие звезды. Звезда Бетельгейзе в созвездии Ориона — один пример, Антарес в созвездии Скорпиона — другой.

Рано или поздно все звезды доходят до стадии «красного гиганта», причем более массивные звезды совершают это раньше, менее массивные — позже.

Есть звезды настолько огромные, массивные и сверкающие, что они останутся в стадии стабильного синтеза водорода (называемой «главной последовательностью») менее миллиона лет, а затем раздуются в красный гигант. Другие же звезды настолько маленькие, с небольшой массой и тусклые, что будут оставаться в главной последовательности до двухсот миллиардов лет, прежде чем станут красными гигантами.

Размер красных гигантов также зависит от массы. Чем массивнее звезда, тем до большего объема она раздувается. По-настоящему массивная звезда раздувалась бы до диаметра во много сотен раз больше нынешнего диаметра нашего Солнца, в то время как маленькие звезды раздувались бы до диаметра только в несколько раз больше его диаметра.

Сочетание невысокой температуры и большой светимости, собственно говоря, и характеризует звезду как красного гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и занимает место на ветви красных гигантов.

Диаграмма Гершпрунга -Рассела – один из вариантов

Когда звезда достигает ветви гигантов, поверхностная конвективная зона расширяется вниз, до слоев, где шли ядерные реакции и при глубоком перемешивании вещества поверхностный химический состав изменяется, что подтверждается наблюдениями. Этот процесс перемешивания конвекцией внешних слоев с внутренними (подвергшимися ядерному преобразованию элементов) из-за расширения вниз конвективной зоны называется по-английски “first dredge-up”.

Во время расширения оболочки ядро продолжает сжиматься и его температура растет. Когда температура достигает примерно 100 миллионов градусов Кельвина, а плотность –  г/см, гелиевое ядро загорается и начинает перерабатывать гелий в углерод. После этого на диаграмме ГР звезды уйдут с ветви красных гигантов и переместятся на горизонтальную ветвь.

Такая звезда становится красным или желтым сверхгигантом. Сверхгиганты отличаются от обычных гигантов, также гиганты отличаются от звезд главной последовательности. Они имеют сложное строение со многими зонами, в которых происходят ядерные реакции. Характерной особенностью фазы сверхгигантов является нестабильность горящей гелиевой оболочки, в которой происходят тепловые вспышки. Вспышки приводят к тепловой пульсации звезд, находящихся на стадии сверхгигантов. Периоды пульсаций таких звезд составляют от нескольких тысяч лет для звезд с массами  до сотен тысяч лет для звезд с массами .

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с  и . Первые  будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется (станет планетарной туманностью), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с  будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем быстрее она сжигает все свое топливо. При этом происходит синтез все новых элементов вплоть до железа. На ядре железа процесс синтеза тяжелых элементов останавливается, т.к. реакция слияния ядер железа и более тяжелых элементов идет с поглощением энергии.

Эволюция звезд

Поэтому, когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять весу вышележащих слоёв звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества.

То, что происходит далее, пока до конца не ясно, но, в любом случае, происходящие процессы в считанные секунды приводят к взрыву сверхновой звезды невероятной мощности.

Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вылетающими из звездного ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа, но это не есть единственно возможный способ их образования. Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, остывая и перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим «утилем» и, возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников.

Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также под вопросом остаётся момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры.

В конце статьи приведу жизненный цикл нашего Солнца:

Эволюция Солнца

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *