Эволюция звезд

План

Введение

1.  Понятие эволюции звезд

2.  Образование звезд стадия гравитационного сжатия

3.  Эволюция на основе ядерных реакций

4.  Конечные стадии эволюции

Заключение

Список литературы


Введение

Подавляющее большинство звезд меняет свои основные характеристики (светимость радиус) очень медленно. В каждый данный момент их можно рассматривать как находящиеся в состоянии равновесия — обстоятельство которым мы широко пользовались для выяснения природы звездных недр. Но медленность изменений — это еще не означает отсутствие их. Все дело в сроках эволюции которая для звезд должна быть совершенно неизбежной.

Проблема эволюции звезд несомненно принадлежит к числу фундаментальнейших проблем астрономии. По существу вопрос заключается в том как рождаются живут «стареют» и умирают звезды. Эта проблема по самой своей сущности является комплексной. Она решается целеустремленными исследованиями представителей разных отраслей астрономии - наблюдателей и теоретиков. Ведь изучая звезды никак нельзя сразу сказать какие из них находятся в генетическом родстве. Вообще эта проблема оказалась очень трудной и несколько десятилетий совершенно не поддавалась решению.

Постепенно вопрос о путях эволюции звезд прояснился хотя отдельные детали проблемы все еще далеки от решения. Особая заслуга в понимании процесса эволюции звезд принадлежит астрофизикам-теоретикам специалистам по внутреннему строению звезд и прежде всего американскому ученому М. Шварцшильду и его школе.

Цель контрольной работы – рассмотреть эволюцию звезд.


1. Понятие эволюции звезды

Эволюция звезд - изменение физических характеристик внутреннего строения и химического состава звезд со временем. Важнейшие задачи теории эволюции звезд - объяснение образования звезд изменения их наблюдаемых характеристик исследование генетической связи различных групп звезд анализ их конечных состояний.

Поскольку в известной нам части Вселенной около 98-99% массы наблюдаемого вещества содержится в звездах или прошло стадию звезд объяснение эволюции звезд является одной из наиболее важных проблем астрофизики.

Звезда в стационарном состоянии - это газовый шар который находится в гидростатическом и тепловом равновесии (т.е. действие сил тяготения уравновешено внутренним давлением а потери энергии на излучение компенсируются энергией выделяющейся в недрах звезды. "Рождение" звезды - это образование гидростатически равновесного объекта излучение которого поддерживаются за счет собственных источников энергии. "Смерть" звезды - необратимое нарушение равновесия ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.

Для понимания эволюции звезд принципиальное значение имеет вопрос об источниках их энергии. Потери энергии на излучение с поверхности могут восполняться за счет охлаждения недр выделения гравитационной потенциальной энергии при сжатии и ядерных реакций. Охлаждение и гравитационное сжатие способны например поддерживать светимость Солнца (масса ${mathfrak M}_odot=1,99cdot 10^{33}$г светимость $L_odot=3,86cdot 10^{33}$эрг/с) в течение ~ 107 лет звезды с массой 30${mathfrak M}_odot$ и $L=10^5 L_odot$- в течение ~ 105 лет а ядерные реакции соответственно ~ 1010 и ~ 106 лет. Геологические данные свидетельствуют о том что светимость Солнца была практически неизменной в течение ~ 109 лет. Отсюда следует что основным источником энергии могут быть только ядерные реакции.

Выделение гравитационной энергии может играть определяющую роль лишь тогда когда температура недр звезды недостаточна для того чтобы ядерное энерговыделение могло компенсировать потери энергии и звезда в целом или ее часть должна сжиматься для поддержания равновесия. Высвечивание тепловой энергии становится важным лишь после исчерпания запасов ядерной энергии. Таким образом эволюцию звезд можно представить как последовательную смену источников энергии звезд.

Характерное время эволюции звезд слишком велико для того чтобы можно было всю эволюцию проследить непосредственно. Поэтому основным методом исследования эволюции звезд является построение последовательностей моделей звезд описывающих изменения внутреннего строения и хим. состава звезд со временем. Эволюционные последовательности затем сопоставляются с результатами наблюдений напр. с Герцшпрунга-Ресселла диаграммой (Г.-Р.д.) суммирующей наблюдения большого числа звезд находящихся на разных стадиях эволюции. Особо важную роль играет сравнение с Г.-Р.д. для звездных скоплений поскольку все звезды скопления имеют одинаковый начальный хим. состав и образовались практически одновременно. По Г.-Р.д. скоплений различного возраста удалось установить направление эволюции звезд. Детально эволюционные последовательности рассчитываются путем численного решения системы дифференциальных уравнений описывающих распределение массы плотности температуры и светимости по звезде к которым добавляются уравнение состояния законы энерговыделения и непрозрачности звездного вещества и уравнения описывающие изменение химического состава звезды со временем.

Ход эволюции звезды зависит в основном от ее массы и исходного химического состава. Определенную но не принципиальную роль могут играть вращение звезды и ее магнитное поле однако роль этих факторов в эволюции звезд еще недостаточно исследована. Химический состав звезды зависит от времени когда она образовалась и от ее положения в Галактике в момент образования. Звезды первого поколения сформировались из вещества состав которого определялся космологическими условиями. По-видимому в нем было примерно 70% по массе водорода 30% гелия и ничтожная примесь дейтерия и лития. В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелые элементы (следующие за гелием) которые были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или при взрывах звезд. Звезды последующих поколений сформировались уже из вещества содержавшего до 3-4% (по массе) тяжелых элементов.

Наиболее непосредственным указанием на то что звездообразование в Галактике происходит и в настоящее время является существование массивных ярких звезд спектральных классов O и B время жизни которых не может превосходить ~ 107 лет. Скорость звездообразования в современную эпоху оценивается в 5 в год.

2. Образование звезд стадия гравитационного сжатия

Согласно наиболее распространенной точке зрения звезды образуются в результате гравитационной конденсации вещества межзвездной среды. Необходимое для этого разделение межзвездной среды на две фазы - плотные холодные облака и разреженную среду с более высокой температурой - может происходить под воздействием тепловой неустойчивости Рэлея-Тейлора в межзвездном магнитном поле. Газово-пылевые комплексы с массой $(10^5-10^6) {mathfrak M}_odot$ характерным размером (10-100) пк и концентрацией частиц n~102 см-3. действительно наблюдаются благодаря излучению ими радиоволн. Сжатие (коллапс) таких облаков требует определенных условий: гравитационная энергия связи частиц облака должна превосходить сумму энергии теплового движения частиц энергии вращения облака как целого и магнитной энергии облака (критерий Джинса). Если учитывается только энергия теплового движения то с точностью до множителя порядка единицы критерий Джинса записывается в виде: ${mathfrak M}>{mathfrak M}_Japprox 150 T^{3/2} n^{-1/2} {mathfrak M}_odot$ где ${mathfrak M}$- масса облака T - температура газа в К n - число частиц в 1 см3. При типичных для современных межзвездных облаков температурах $Tapprox (10-30)$К могут сколлапсировать лишь облака с массой не меньшей ^3 {mathfrak M}_odot$. Критерий Джинса указывает что для образования звезд реально наблюдаемого спектра масс концентрация частиц в коллапсирующих облаках должна достигать (103-106) см-3 т.е. в 10-1000 раз превышать наблюдаемую в типичных облаках. Однако такие концентрации частиц могут достигаться в недрах облаков уже начавших коллапс. Отсюда следует что звездообразование происходит путем последовательной осуществляющейся в несколько этапов фрагментации массивных облаков. В этой картине естественно объясняется рождение звезд группами - скоплениями. При этом все еще неясными остаются вопросы относящиеся к тепловому балансу в облаке полю скоростей в нем механизму определяющему спектр масс фрагментов.

Коллапсирующие объекты звездной массы называются протозвездами. Коллапс сферически-симметричной невращающейся протозвезды без магнитного поля включает несколько этапов. В начальный момент времени облако однородно и изотермично. Оно прозрачно для собств. излучения поэтому коллапс идет с объемными потерями энергии главным образом за счет теплового излучения пыли которой передают свою кинетическую энергию частицы газа. В однородном облаке нет градиента давления и сжатие начинается в режиме свободного падения с характерным временем $t_f= (3pi/32Grho)^{1/2}$ где G - гравитационная постоянная $rho$- плотность облака. С началом сжатия возникает волна разрежения перемещающаяся к центру со скоростью звука а т.к. коллапс происходит быстрее там где плотность выше протозвезда разделяется на компактное ядро и протяженную оболочку в которой вещество распределяется по закону $rhosim r^{-2}$. Когда концентрация частиц в ядре достигает ~ 1011 см-3 оно становится непрозрачным для ИК-излучения пылинок. Выделяющаяся в ядре энергия медленно просачивается к поверхности благодаря лучистой теплопроводности. Температура начинает повышаться почти адиабатически это приводит к росту давления и ядро приходит в состояние гидростатического равновесия. Оболочка продолжает падать на ядро и на его периферии возникает ударная волна. Параметры ядра в это время слабо зависят от общей массы протозвезды: ${mathfrak M}_Яapprox 5cdot 10^{-3} {mathfrak M}_odot, r_Яapprox 10^2 R_odot, rhoapprox 2cdot 10^{-10} mbox{г/см}^3, T_Яapprox 200$

По мере увеличения массы ядра за счет аккреции его температура изменяется практически адиабатически пока не достигнет $T_Яapprox$2000 К когда начинается диссоциация молекул H2. В результате расхода энергии на диссоциацию а не на увеличение кинетической энергии частиц значение показателя адиабаты $gamma$ становится меньше 4/3 изменения давления не способны компенсировать силы тяготения и ядро повторно коллапсирует. Образуется новое ядро с параметрами ${mathfrak M}approx 10^{-3} {mathfrak M}_odot, rapprox 1 R_odot, rhoapprox 2cdot 10^{-2} mbox{г/см}^3, Tapprox 2cdot 10^4$ К окруженное ударным фронтом на которое аккрецируют остатки первого ядра. Подобная же перестройка ядра происходит при ионизации водорода.

Дальнейший рост ядра за счет вещества оболочки продолжается до тех пор пока все вещество упадет на звезду либо рассеется под действием давления излучения или звездного ветра если ядро достаточно массивно. У протозвезд с ${mathfrak M}< 2 {mathfrak M}_odot$характерное время аккреции вещества оболочки ta >tкн поэтому их светимость определяется энерговыделением сжимающихся ядер.

Звезда состоящая из ядра и оболочки наблюдается как ИК-источник из-за переработки излучения в оболочке (пыль оболочки поглощая фотоны УФ-излучения ядра излучает в ИК-диапазоне). Когда оболочка становится оптически тонкой протозвезда начинает наблюдаться как обычный объект звездной природы. У наиболее массивных звезд оболочки сохраняются до начала термоядерного горения водорода в центре звезды. Давление излучения ограничивает массу звезд величиной вероятно $approx (50-60) {mathfrak M}_odot$. Если даже и образуются более массивные звезды то они оказываются пульсационно-неустойчивыми и могут потерять значительную часть массы на стадии горения водорода в ядре. Продолжительность стадии коллапса и рассеяния протозвездной оболочки того же порядка что и время свободного падения для родительского облака т.е. 105-106 лет. Освещенные ядром сгустки темного вещества остатков оболочки ускоренные звездным ветром отождествляются с объектами Хербига-Аро (звездообразными сгущениями имеющими эмиссионный спектр). Звезды малых масс когда они становятся видимыми находятся в области Г.-Р.д. занимаемой звездами типа Т Тельца (карликовыми вспыхивающими звездами) более массивные - в области где находятся эмиссионные звезды Хербига (неправильные переменные звезды ранних спектральных классов с эмиссионными линиями в спектрах).

Эволюционные треки ядер протозвезд с постоянной массой на стадии гидростатического сжатия показаны на рис. 1. У звезд малых масс в момент когда устанавливается гидростатическое равновесие условия в ядрах таковы что энергия в них переносится конвекцией. Расчеты показывают что температура поверхности полностью конвективной звезды почти постоянна. Радиус звезды непрерывно уменьшается т.к. она продолжает сжиматься. При неизменной температуре поверхности и уменьшающемся радиусе светимость звезды должна падать и на Г.-Р.д. этой стадии эволюции соответствуют вертикальные участки треков.

По мере продолжения сжатия температура в недрах звезды повышается вещество становится более прозрачным и у звезд с ${mathfrak M}> 0,3 {mathfrak M}_odot$возникают лучистые ядра но оболочки остаются конвективными. Менее массивные звезды остаются полностью конвективными. Их светимость регулируется тонким лучистым слоем в фотосфере. Чем массивнее звезда и чем выше ее эффективная температура тем больше у нее лучистое ядро (в звездах с ${mathfrak M}> 3 {mathfrak M}_odot$лучистое ядро возникает сразу). В конце концов практически вся звезда (за исключением поверхностной конвективной зоны у звезд с массой ${mathfrak M}le 1,5 {mathfrak M}_odot$) переходит в состояние лучистого равновесия при котором вся выделяющаяся в ядре энергия переносится излучением.


3. Эволюция на основе ядерных реакций

При температуре в ядрах ~ 106 К начинаются первые ядерные реакции - выгорают дейтерий литий бор. Первичное количество этих элементов настолько мало что их выгорание практически не выдерживает сжатия. Сжатие прекращается когда температура в центре звезды достигает ~ 106 К и загорается водород т.к. энергии выделяющейся при термоядерном горении водорода достаточно для компенсации потерь на излучение. Однородные звезды в ядрах которых горит водород образуют на Г.-Р.д. начальную главную последовательность (НГП). Массивные звезды достигают НГП быстрее звезд малой массы т.к. у них скорость потерь энергии на единицу массы а следовательно и темп эволюции выше чем у маломассивных звезд. С момента выхода на НГП эволюция звезд происходит на основе ядерного горения. Ядерное горение может происходить до образования элементов группы железа у которых наибольшая среди всех ядер энергия связи. Эволюционные треки звезд на Г.-Р.д. изображены на рис. 2. Эволюция центральных значений температуры и плотности звезд показана на рис. 3. При $Tle 18cdot 10^6$К основным источником энергии является реакция водородного цикла при бОльших T - реакции углерод-азотного (CNO) цикла. Побочным эффектом CNO-цикла является установление равновесных концентраций нуклидов 14N 12C 13C - соответственно $approx$95% $approx$4% и 1% по массе. Преобладание азота в слоях где происходило горение водорода подтверждается результатами наблюдений Вольфа-Райе звезд у которых эти слои оказываются на поверхности в результате потери внеш. слоев. У звезд в центре которых реализуется CNO-цикл (${mathfrak M}> 1 {mathfrak M}_odot$) возникает конвективное ядро. Причина этого в очень сильной зависимости энерговыделения от температуры: $varepsilonsim T^{16}-T^{20}$. Поток же лучистой энергии ~ T4 следовательно он не может перенести всю выделяющуюся энергию и должна возникнуть конвекция более эффективная чем лучистый перенос. У наиболее массивных звезд конвекцией охвачено более 50% массы звезд. Значение конвективного ядра для эволюции определяется тем что ядерное горючее равномерно истощается в области значительно большей чем область эффективного горения в то время как у звезд без конвективного ядра оно вначале выгорает лишь в малой окрестности центра где температура достаточно высока. Время выгорания водорода заключено в пределах от ~ 1010 лет для ${mathfrak M}approx 1 {mathfrak M}_odot$до $approx 3cdot 10^6$лет для ${mathfrak M}approx 50 {mathfrak M}_odot$. Время всех последующих стадий ядерного горения не превосходит 10% времени горения водорода поэтому звезды на стадии горения водорода образуют на Г.-Р.д. густонаселенную область - главную последовательность (ГП). У звезд с ${mathfrak M}le 0,08 {mathfrak M}_odot$ температура в центре никогда не достигает значений необходимых для загорания водорода они неограниченно сжимаются превращаясь в "черные" карлики. Выгорание водорода при водит к увеличению ср. молекулярной массы вещества ядра и поэтому для поддержания гидростатического равновесия давление в центре должно возрастать что влечет за собой увеличение температуры в центре и градиента температуры по звезде а следовательно и светимости. К увеличению светимости приводит также и уменьшение непрозрачности вещества с ростом температуры. Ядро сжимается для поддержания условий ядерного энерговыделения с уменьшением содержания водорода а оболочка расширяется из-за необходимости перенести возросший поток энергии от ядра. На Г.-Р.д. звезда перемещается вправо от НГП. Уменьшение непрозрачности приводит к отмиранию конвективных ядер у всех звезд кроме наиболее массивныых. Темп эволюции массивных звезд наиболее высок и они первыми покидают ГП. Время жизни на ГП составляет для звезд с ${mathfrak M}=15 {mathfrak M}_odot$ около 10 млн. лет с ${mathfrak M}=5 {mathfrak M}_odot$ около 70 млн. лет а с ${mathfrak M}approx 1 {mathfrak M}_odot$ около 10 млрд. лет.

Когда содержание водорода в ядре уменьшается до $approx$1% расширение оболочек звезд с ${mathfrak M}>{mathfrak M}_odot$сменяется общим сжатием звезды необходимым для поддержания энерговыделения. Сжатие оболочки вызывает нагрев водорода в слое прилегающем к гелиевому ядру до температуры его термоядерного горения и возникает слоевой источник энерговыделения. У звезд с массой ${mathfrak M}le {mathfrak M}_odot$ у которых $varepsilon$ в меньшей степени зависит от температуры и область энерговыделения не столь сильно концентрируется к центру стадия общего сжатия отсутствует.

Эволюция звезд после выгорания водорода зависит от их массы. Важнейшим фактором влияющим на ход эволюции звезд с массой ${mathfrak M}le 2,5 {mathfrak M}_odot$ является вырождение газа электронов при больших плотностях. В вырожденном газе из-за большой плотности число квантовых состояний с малой энергией ограничено в силу принципа Паули и электроны заполняют квантовые уровни с высокой энергией значительно превышающей энергию их теплового движения. Важнейшая особенность вырожденного газа состоит в том что его давление p зависит лишь от плотности: $psim rho^{5/3}$для нерелятивистского вырождения и $psim rho^{4/3}$для релятивистского вырождения. Давление газа электронов намного превосходит давление ионов. Отсюда следует принципиальный для эволюции звезд вывод: поскольку сила тяготения действующая на единичный объем релятивистски вырожденного газа $Fsim {mathfrak M}rho/R^2sim {mathfrak M}^{1/3}rho^{5/3}$ зависит от плотности так же как и градиент давления $p/Rsim rho^{4/3}/Rsim {mathfrak M}^{-1/3}rho^{5/3}$ должна существовать предельная масса ${mathfrak M}_Ч$ такая что при ${mathfrak M}>{mathfrak M}_Ч$давление электронов не может противодействовать тяготению и начинается сжатие. Предельная масса ${mathfrak M}>{mathfrak M}_Чapprox 1,4 {mathfrak M}_odot$. Граница области в которой газ электронов вырожден показана на рис. 3 . У звезд малых масс вырождение играет заметную роль уже в процессе образования гелиевых ядер.

Второй фактор определяющий эволюцию звезд на поздних стадиях - это нейтринные потери энергии. В звездных недрах при T ~108 К основную роль в рождении нейтрино играют: фотонейтринный процесс $gamma+e^-to e^-+nu+tilde{nu}$ распад квантов плазменных колебаний (плазмонов) на пары нейтрино-антинейтрино ($nu, tilde{nu}$) аннигиляция пар электрон-позитрон ($e^- +e^+ to nu+tilde{nu}$) и урка-процессы.

Страницы: 1 2