Главная | Обратная связь

Внутрішні процеси в зорі протягом еволюції.

При температурі в ядрах ~ 10⁶ К починаються перші ядерні реакції - вигорають дейтерій, літій, бор. Первинна кількість цих елементів настільки мала, що їх вигоряння практично не витримує стиснення. Стиснення припиняється, коли температура в центрі зорі досягає ~ 10⁶ К і спалахує водень, тому що енергії, яка виділяється при термоядерному горінні водню, достатньо для компенсації втрат на випромінювання. Однорідні зорі, в ядрах яких горить водень, утворюють на ГР діаграмі початкову головну послідовність (ПГП). З моменту виходу на ПГП ЕЗ (еволюція зір) відбувається на основі ядерного горіння. Ядерне горіння може відбуватися до утворення елементів групи заліза, в яких найбільша серед всіх ядер енергія зв'язку.

При Т ≤ 18∙10⁶ К основним джерелом енергії є реакція водневого циклу, при великих T - реакції вуглець-азотного (CNO) циклу. Побічним ефектом CNO-циклу є встановлення рівноважних концентрацій радіонуклідів ¹⁴N, ¹²C, ¹³C - відповідно 95%, 4% і 1% за масою. Переважання азоту в шарах, де відбувалося горіння водню, підтверджується результатами спостережень зір Вольфа-Райе, у яких ці шари виявляються на поверхні в результаті втрати зовнішніх шарів. У зір, в центрі яких реалізується CNO-цикл, виникає конвективне ядро. Причина цього в дуже сильній залежності енерговиділення від температури: Е ~ Т¹⁶ – Т²⁰. У найбільш масивних зір конвекцією охоплено більше 50% маси зір. Значення конвективного ядра для еволюції визначається тим, що ядерне пальне рівномірно виснажується в області, значно більшій, ніж область ефективного горіння, в той час як у зір без конвективного ядра воно спочатку вигорає лише в малій околиці центру, де температура досить висока. Час вигоряння водню знаходиться в межах від ~ 10¹⁰ років до ≈ 3∙10⁶ років. Час всіх наступних стадій ядерного горіння не перевищує 10% часу горіння водню, тому зорі на стадії горіння водню утворюють на ГР діаграмі густонаселену область - головну послідовність (ГП). Вигоряння водню призводить до збільшення середньої молекулярної маси речовини ядра, і тому для підтримки гідростатичної рівноваги тиск у центрі має зростати, що спричиняє за собою збільшення температури в центрі і градієнта температури по зорі, а отже, і світності. До збільшення світності призводить також і зменшення непрозорості речовини зі зростанням температури. Ядро стискується для підтримки умов ядерного енерговиділення зі зменшенням вмісту водню, а оболонка розширюється через необхідність перенести потік енергії від ядра, який збільшується. На ГР діаграмі зоря посувається праворуч від ПГП. Зменшення непрозорості призводить до відмирання конвективних ядер у всіх зір, окрім найбільш масивних. Темп еволюції масивних зір найбільш високий, і вони першими залишають ГП. Час життя на ГП складає для зір від 10 млн. років до 10 млрд. років.

Коли вміст водню в ядрі зменшується до 1%, розширення оболонок зір з змінюється загальним стисненням зорі, необхідним для підтримання енерговиділення. Стиснення оболонки викликає нагрівання водню в шарі, що прилягає до гелієвої ядра, до температури його термоядерного горіння, і виникає шарове джерело енерговиділення. У масивних зір, у яких область енерговиділення в меншій мірі залежить від температури і не настільки сильно концентрується до центру, стадія загального стиснення відсутня.

ЕЗ після вигоряння водню залежить від їх маси. Найважливішим фактором, що впливає на хід еволюції зір, є виродження газу електронів при великих густинах. У виродженому газі через велику щільність число квантових станів з малою енергією обмежено в силу принципу Паулі і електрони заповнюють квантові рівні з високою енергією, значно перевищуючу енергію їх теплового руху. Найважливіша особливість виродженого газу полягає в тому, що його тиск p залежить лише від густини: р ~ ρ^5/3 для нерелятівістского виродження і р ~ ρ^4/3 для релятивістського виродження. У зір малих мас виродження грає помітну роль вже в процесі утворення гелієвих ядер.

Другий чинник, що визначає ЕЗ на пізніх стадіях, - це нейтринні втрати енергії. У зоряних надрах при T ~ 10⁸ К основну роль у народженні нейтрино грають: фотонейтринний процес , розпад квантів плазмових коливань (плазмонів) на пари нейтрино-антинейтрино ( ), анігіляція пар електрон-позитрон ( ) і урка-процеси. Найважливіша особливість нейтрино полягає в тому, що речовина зорі для них практично прозора і нейтрино безперешкодно виносять енергію з зорі.

Гелієве ядро, в якому ще не виникли умови для горіння гелію, стискається. Температура в шаровому джерелі, прилеглому до ядра, збільшується, швидкість горіння водню зростає. Необхідність перенесення зрослого потоку енергії призводить до розширення оболонки, на що витрачається частина енергії. Оскільки світність зорі не змінюється, температура її поверхні падає, і на ГР діаграмі зоря переміщується в область червоних гігантів. Час перебудови зорі на два порядки менше часу вигорання водню в ядрі, тому між смугою ГП та областю червоних надгігантів мало зір. Зі зменшенням температури оболонки зростає її прозорість, внаслідок цього з'являється зовнішня конвективна зона і зростає світність зорі.

Відведення енергії з ядра за допомогою теплопровідності вироджених електронів і нейтрино втрат у зір відтягує момент загорання гелію. Температура починає помітно зростати лише тоді, коли ядро стає майже ізотермічним. Горіння ⁴He визначає ЕЗ з моменту, коли енерговиділення перевищує втрати енергії шляхом теплопровідності і випромінювання нейтрино. Ця ж умова відноситься до горіння всіх наступних видів ядерного палива.

Примітна особливість зоряних ядер з виродженого газу, які охолоджуються нейтрино, - це "конвергенція" - зближення треків, які характеризують співвідношення щільності ρ_с і температури T_c в центрі зорі. Швидкість енерговиділення при стисканні ядра визначається швидкістю приєднання речовини до нього через шарове джерело, яка залежить тільки від маси ядра при даному виді палива. У ядрі повинен підтримуватися баланс припливу й відтоку енергії, тому в ядрах зір встановлюється однаковий розподіл температури і густини. У ядрах з виродженого газу загоряння ⁴He має характер теплового вибуху, тому що енергія, яка виділяється при горінні, йде на збільшення енергії теплового руху електронів, але тиск із зростанням температури майже не змінюється до тих пір, доки теплова енергія електронів не зрівняється з енергією виродженого газу електронів. Тоді виродження знімається і ядро швидко розширюється - відбувається гелієвий спалах. Гелієвий спалах, ймовірно, супроводжується втратою зоряної речовини. У кульових зоряних скупчень, де масивні зорі вже давно закінчили еволюцію та червоні гіганти мають маси, зорі на стадії горіння гелію знаходяться на горизонтальній гілки ГР діаграми.

У гелієвих ядрах зір газ не вироджений, ⁴He загоряється спокійно, але ядра також розширюються через зростання Tc. У найбільш масивних зір загоряння ⁴He відбувається ще тоді, коли вони є блакитними надгігантами. Розширення ядра веде до зменшення T в області водневого шарового джерела, і світність зорі після гелієвої спалаху падає. Для підтримки теплового рівноваги оболонка стискається, і зоря йде з області червоних надгігантів. Коли ⁴He в ядрі виснажується, знову починається стиск ядра і розширення оболонки, зоря знову стає червоним надгігантом. Утворюється шарове джерело горіння ⁴He, яке домінує в енерговиділення. Знову виникає зовнішня конвективна зона. По мірі вигоряння гелію і водню товщина шарових джерел зменшується. Тонкий шар горіння гелію виявляється термічно нестійким, тому що при дуже сильній чутливості енерговиділення до температури (Е ~ Т⁴⁰) теплопровідність речовини недостатня для того, щоб погасити теплові обурення в шарі горіння. При теплових спалахи в шарі виникає конвекція. Якщо вона проникає в шари, багаті воднем, то в результаті повільного процесу нейтронного захоплення (s-процесу) синтезуються елементи з атомними масами А ≤ 29 від ²²Ne до ²⁹B.

Тиск випромінювання на пил і молекули, які утворюються в холодних протяжних оболонках червоних надгігантів, призводить до безперервної втрати речовини зі швидкістю до (10^-6 – 10^-5) М_ʘ на рік.