Главная | Обратная связь

Етапи еволюції зорі

Еволюція зір в астрономії — послідовність змін, які відбуваються в зорі протягом її життя. Так, як зорі довго живуть, ці зміни достатньо значні.

1. Стадія протозорі та головної послідовності. Як показують дослідження, в міжзоряному середовищі є протяжні газово-пилові комплекси з масами в тисячі й десятки тисяч мас Сонця, розмірами 10-100 пк (30-300 св. р.) і температурою кілька десятків кельвінів. Такі комплекси гравітаційно нестійкі і з часом дробляться на окремі фрагменти. Саме з таких фрагментів внаслідок гравітаційного стиснення утворюються протозорі.

На початку процесу формування протозорі пилові частинки і газові молекули падають до центра хмари, потенціальна енергія гравітації переходить у кінетичну, а кінетична, внаслідок зіткнень частинок, - у теплову. Таким чином, значна частина гравітаційної енергії стискання витрачається на нагрівання речовини. Газ і пилинки швидко трансформують цю енергію в інфрачервоне випромінювання, яке вільно залишає газово-пиловий комплекс. Тому протозорі є потужними джерелами інфрачервоного випромінювання.

В процесі формування ядра зі значно більшою густиною, ніж у навколишній хмарі, протозоря стає непрозорою для власного інфрачервоного випромінювання, і температура її надр починає стрімко зростати. Енергія від центральних до зовнішніх зон переноситься шляхом конвекції.

Коли температура ядра досягає кількох мільйонів кельвінів, включаються перші термоядерні реакції «вигорання» літію, берилію, бору. Але газового тиску, який існує при таких температурах, недостатньо для припинення стискання.

І тільки через сотні мільйонів років для майбутніх карликових зір, коли температура в центрі в процесі подальшого стискання досягає приблизно 10 млн. К, починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій з виділенням величезної кількості енергії. Відтепер сила газового тиску, що підтримується високою температурою, зрівноважує сили гравітації, і стискання припиняється. Протозоря досягає стану гравітаційної рівноваги і перетворюється на молоду зорю, яка відповідно до своєї маси і світності займає певне місце на головній послідовності діаграми спектр-світність.

Чим більша маса новонародженої зорі, тим вища температура в її надрах (а отже, і на поверхні), більша її світність і тим вище вона розташовується на головній послідовності. Зоря перебуває на ній доти, доки весь водень у центральних її частинах не перетвориться на гелій і не утвориться гелієве ядро. Наприклад, для блакитного гіганта з масою в 17 разів більшою за сонячну і температурою на поверхні 28 000 К час перебування на головній послідовності дорівнює 8 млн. років, а для червоного карлика з масою 0,5 сонячної і температурою поверхні 3 000 К - 80 млрд. років.

Таким чином, на головній послідовності зоря проводить основну частину свого «життя», строк якого визначається її початковою масою. Масивна блакитна зоря з великими запасами водневого палива живе набагато менше часу, ніж маленький червоний карлик з його мізерними запасами. Адже інтенсивність термоядерних реакцій у надрах масивної зорі набагато вища, ніж у холодного червоного карлика.

2. Відхід зорі від головної послідовності. Після вигорання водню в центрі зорі навколо гелієвого ядра утворюється тонкий сферичний енерговиділяючий шар. Він поділяє зорю на дві зони – вигоріле ядро і зовнішню оболонку. Фізичні процеси у двох зонах зорі розгортаються по-різному.

У міру вичерпання водню цей прошарок щораз далі відсувається від центральної зони, збільшуючи розміри і масу ядра.

Будова червоного гіганта

Червоні гіганти. В дуже товстій оболонці зорі енергія шляхом конвекції переноситься до поверхневих шарів. Потужні конвективні течії виносять в атмосферу продукти згорання (зокрема вуглець та інші), які, переходячи в молекулярний стан, інтенсивно поглинають випромінювання з глибин, через що атмосфера стає непрозорою. Під дією значного тиску випромінювання зсередини оболонка починає розбухати, досягаючи сотень і навіть тисяч радіусів Сонця завтовшки. Для зорі з масою Сонця такий процес починається, коли маса гелієвого ядра досягає 0,4М.

Через велетенські розміри поверхні температура зорі поступово знижується, і вона, пересуваючись праворуч упоперек головної послідовності, поступово зміщується у правий верхній кут діаграми спектр-світність. При цьому зорі-гіганти класу В4-О з масою понад 10М_ʘ перетворюються у надгігантів, зорі класів А5-В5 з масою 2,5-10М_ʘ стають гігантами, а зорі пізніших спектральних класів і меншої маси (наприклад, Сонце) стають субгігантами.

Та врешті-решт шар енерговиділення відсувається так далеко від ядра, що через низьку температуру водневі реакції значно зменшують свою інтенсивність. Тепер температура і тиск у ядрі не можуть підтримуватись на рівні, необхідному для протидії силі гравітації, воно починає стискатись, а температура в ньому за рахунок енергії гравітаційного стиснення зростає і досягає приблизно 100 мільйонів К, знову починаються термоядерні реакції, але вже за участі гелію. У центрі утворюється дуже щільна гаряча область із гелію з невеликими домішками важчих елементів. Подальший розвиток подій залежить від початкової маси зорі.

 

Зараз достовірно не відомо, що стається з легкими зорями після вичерпання запасів гелію. Сучасні теорії засновані лише на комп'ютерному моделюванні.

Деякі зорі можуть синтезувати гелій тільки в деяких активних центрах, що робить їх нестабільними і утворює сильний зоряний вітер. Після таких зір планетарна туманність не утворюється, а зоря просто випаровується в космічний простір і стає навіть менше, ніж коричневий карлик.

Зорі, з масою менше, ніж 0,5 від сонячної не можуть синтезувати гелій після водню. Після припинення термоядерних реакцій, вони поступово остигаючи, будуть ще слабко випромінювати в інфрачервоному і мікрохвильовому спектрі.

Маломасивні зорі (з масою < 1,4М_ʘ, як наше Сонце і менші за нього, утворюють вуглецево-кисневе ядро, яке знаходиться всередині червоного гіганта. Протяжна оболонка гіганта гравітаційно дуже слабко пов'язана з ядром. Під дією тиску випромінювання зсередини вона або поступово стікає у простір, або через 10-20 тис. років відділяється від ядра у вигляді планетарної туманності, розширюючись зі швидкістю до 20 км/с, при цьому у міжзоряному середовищі розсіюється багато газу, який багатий іншими елементами, крім гелію і вуглецю (наприклад, киснем). Гаряче гелієве ядро, що залишилося, стає білим карликом - компактним об'єктом із розмірами, які залежно від маси можуть бути навіть меншими від розмірів Землі в десятки разів. Його речовина перебуває в особливому стані, що має назву виродженого газу і має цілу низку цікавих властивостей, однією з яких є незалежність тиску від температури. Тиск залишиться високим, навіть якщо температура речовини впаде до абсолютного нуля. Білий карлик перебуває у стані гравітаційної рівноваги, оскільки тиск виродженого газу зрівноважує сили гравітації. Густина речовини білих карликів може становити від 1 кг/см³ до 100 т/см³. На діаграмі спектр - світність білі карлики займають лівий нижній кут, де розміщені зорі дуже малої світності та з високою температурою на поверхні.

Таким чином, діаграма спектр-світність набуває глибокого фізичного змісту, бо, демонструючи залежність зоряних характеристик (температура на поверхні та в ядрі, світність, час життя) від початкової маси зорі, дає можливість прослідкувати весь її життєвий шлях від «народження» до «смерті».

По-іншому проходить заключний етап еволюції масивних зір. В залежності від кінцевої маси ядра, яке утворюється після вичерпання всіх можливих видів термоядерного палива, вони можуть закінчити свій життєвий шлях або у вигляді нейтронної зорі, або спалахом наднової зорі, або у вигляді чорної діри.

Старі зорі великої маси. Після того, як зоря з масою більшою, ніж п'ять сонячних, входить в стадію червоного надгіганта, її ядро під дією сил гравітації починає стискатися. По мірі стиснення збільшуються температура і густина, і починається нова послідовність термоядерних реакцій. В таких реакціях синтезуються все більш важкі елементи: гелій, вуглець, кисень, кремній і залізо, що тимчасово стримує колапс ядра.

Врешті-решт, по мірі утворення все більш важких елементів періодичної системи, з кремнію синтезується залізо-56. На цьому етапі подальший термоядерний синтез стає неможливий оскільки ядро заліза-56 має максимальний дефект маси і утворення більш важких ядер з виділенням енергії неможливо. Тому коли залізне ядро зорі досягає певного розміру, то тиск у ньому вже не в змозі протистояти тяжінню зовнішніх шарів зорі, і відбувається негайний колапс ядра з нейтронізацією його речовини.

Те що відбувається далі, поки незрозуміло до кінця, але, в будь-якому випадку, процеси, що відбуваються, в лічені секунди призводять до вибуху наднової зірки неймовірної сили.

Сплеск нейтрино, який супроводжує цей процес, провокує ударну хвилю. Сильні струмені нейтрино і обертове магнітне поле виштовхують більшу частину накопиченого зіркою матеріалу — так звані розсадочні елементи, включаючи залізо і легші елементи. Матерія, що розлітається, зазнає бомбардування нейтронами, що вириваються з ядра, захоплюючи їх і тим самим створюючи набір елементів важче заліза, включаючи радіоактивні, аж до урану (а можливо, навіть до каліфорнія). Таким чином, вибухи наднових пояснюють наявність в міжзоряному просторі елементів важче заліза, що, однак, не є єдино можливим способом їх утворення, наприклад це демонструють технецієві зорі.

Вибухова хвиля і струмені нейтрино уносять речовину геть від зорі, що помирає, в міжзоряний простір. В подальшому, остигаючи і переміщуючись по космосу, цей матеріал наднової може зіткнутися з іншим космічним «сміттям», і можливо, брати участь в утворенні нових зір, планет або супутників.

Процеси, що протікають при утворенні наднової, досі є невивченими до кінця. Також під питанням залишається, що ж насправді залишається від початкової зорі. Тим не менш, розглядаються два варіанти: нейтронні зорі і чорні діри.

Базовий еволюційний трек зорі з однієї сонячної масою

Еволюційні треки

Зазвичай еволюцію зір ілюструють шляхом побудови треків зір на діаграмі Герцшпрунга-Расселла в координатах lgL; lgT. Еволюційна поведінка зорі залежить від маси і меншою мірою від початкового хімічного складу зорі.

Нижче наведено базові треки для зір 1 сонячної маси, 5 сонячних мас і 15 сонячних мас, які мають характерні етапи еволюції.

Базовий еволюційний трек зорі з п'ятьма сонячними масами

Схематичні еволюційні треки зір з 1,5, і 25 сонячними масами

Еволюційний трек зір різної маси