Эволюция звёзд

Загрузка...
Основная статья: Звезда

Рождение звёзд

Начальная стадия эволюции звёзд

На диаграмме Герцшпрунга — Рассела появившаяся звезда занимает точку в правом верхнем углу: у неё большая светимость и низкая температура. Основное излучение происходит в инфракрасном диапазоне. До нас доходит излучение холодной пылевой оболочки. В процессе эволюции положение звезды на диаграмме будет меняться. Единственным источником энергии на этом этапе служит гравитационное сжатие. Поэтому звезда достаточно быстро перемещается параллельно оси ординат.

Температура поверхности не меняется, а радиус и свети­мость уменьшаются. Температура в центре звезды повышает­ся, достигая величины, при которой начинаются реакции с лёгкими элементами: литием, бериллием, бором, которые быстро выгорают, но успевают замедлить сжатие. Трек пово­рачивается параллельно оси ординат, температура на поверх­ности звезды повышается, светимость остаётся практически постоянной. Наконец, в центре звезды начинаются реакции образования гелия из водорода (горение водорода). Звезда выходит на главную последовательность.

Продолжительность начальной стадии определяется массой звезды. Для звёзд ти­па Солнца она около 1 млн лет, для звезды массой 10 M примерно в 1000 раз меньше, а для звезды массой 0,1 M в тысячи раз больше.

Молодые звёзды малой массы

В начале эволюции звезда малой массы имеет лучистое яд­ро и конвективную оболочку (рис. 82, I).

Стадия главной по­следовательности

На стадии главной по­следовательности звезда светит за счёт выделения энергии в ядерных реакциях превращения водорода в гелий. Запас во­дорода обеспечивает светимость звезды массой 1 M пример­но в течение 1010 лет. Звезды большей массы расходуют водо­род быстрее: так, звезда массой в 10 M израсходует водород менее чем за 107 лет (светимость пропорциональна четвертой степени массы).

Звёзды малой массы

По мере выгорания водорода центральные области звезды сильно сжимаются.

Звёзды большой массы

После выхода на глав­ную последовательность эволюция звезды большой массы (>1,5 M) определяется условиями горения ядерного горюче­го в недрах звезды. На стадии главной последовательности это — горение водорода, но в отличие от звёзд малой массы в ядре доминируют реакции углеродно-азотного цикла. В этом цикле атомы C и N играют роль катализаторов. Скорость вы­деления энергии в реакциях такого цикла пропорциональна T17. Поэтому в ядре образуется конвективное ядро, окружён­ное зоной, в которой перенос энергии осуществляется излуче­нием.

Светимость звёзд большой массы намного превышает све­тимость Солнца, и водород расходуется значительно быстрее. Связано это и с тем, что температура в центре таких звёзд то­же намного выше.

По мере уменьшения доли водорода в веществе конвектив­ного ядра темп выделения энергии уменьшается. Но посколь­ку темп выделения определяется светимостью, ядро начинает сжиматься, и темп выделения энергии остаётся постоянным. Звезда же при этом расширяется и переходит в область крас­ных гигантов.

Стадия зрелости звёзд

Звёзды малой массы

К моменту полного выгорания водорода в центре звезды малой масс обра­зуется небольшое гелиевое ядро. В ядре плотность вещества и температура достигают значений 109 кг/м и 108 K соответственно. Горение водорода происходит на поверхности ядра. Поскольку температура в ядре повышается, темп выгорания водорода увеличивается, увеличивается светимость. Лучистая зона постепенно исчезает. А из-за увеличения скорости кон­вективных потоков внешние слои звезды раздуваются. Разме­ры и светимость её возрастают — звезда превращается в крас­ный гигант (рис. 82, II).

Звёзды большой массы

Когда водород у звезды большой массы полностью исчерпывается, в ядре на­чинает идти тройная гелиевая реакция и одновременно реак­ция образования кислорода (3He=>C и C+He=>0). В то же время на поверхности гелие­вого ядра начинает гореть во­дород. Появляется первый слоевой источник.

Запас гелия исчерпывается очень быстро, так как в опи­санных реакциях в каждом элементарном акте выделяет­ся сравнительно немного энер­гии. Картина повторяется, и в звезде появляются уже два слоевых источника, а в ядре начинается реакция C+C=>Mg.

Эволюционный трек при этом оказывается очень слож­ным (рис. 84). На диаграмме Герцшпрунга—Ресселла звезда перемещается вдоль после­довательности гигантов или (при очень большой массе в области сверхгигантов) пери­одически становится цефеи­дой.

Конечные стадии эволюции звёзд

Старые звёзды малой массы

У звезды малой массы, в конце концов, скорость конвективного потока на каком-то уровне достигает второй космической скорости, оболочка отрывается, и звезда превращается в белый карлик, окружённый планетарной туманностью.

Эволюционный трек звезды малой массы на диаграмме Герцшпрунга — Рассела показан на рисунке 83.

Гибель звёзд большой массы

В конце эволюции звезда боль­шой массы имеет очень слож­ное строение. В каждом слое свой химический состав, в не­скольких слоевых источниках протекают ядерные реакции, а в центре образуется желез­ное ядро (рис. 85).

Загрузка...

Ядерные реакции с желе­зом не протекают, так как они требуют затраты (а не выде­ления) энергии. Поэтому же­лезное ядро быстро сжимает­ся, температура и плотность в нем увеличиваются, достигая фантастических величин — температуры 109 K и давления 109 кг/м3. Материал с сайта http://wikiwhat.ru

В этот момент начинаются два важнейших процес­са, идущие в ядре одновременно и очень быстро (по-видимому, за минуты). Первый заключается в том, что при столкно­вениях ядер атомы железа распадаются на 14 атомов гелия, второй — в том, что электроны «вдавливаются» в протоны, образуя нейтроны. Оба процесса связаны с поглощением энер­гии, и температура в ядре (также и давление) мгновенно па­дает. Внешние слои звезды начинают падение к центру.

Падение внешних слоёв приводит к резкому повышению температуры в них. Начинают гореть водород, гелий, углерод. Это сопровождается мощным потоком нейтронов, который идёт из центрального ядра. В результате происходит мощнейший ядерный взрыв, сбрасывающий внешние слои звезды, уже со­держащие все тяжёлые элементы, вплоть до калифорния. По современным воззрениям все атомы тяжёлых химических эле­ментов (т. е. более тяжёлых, чем гелий) образовались во Все­ленной именно во вспышках сверхновых. На месте взорвав­шейся сверхновой остаётся в зависимости от массы взорвав­шейся звезды либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра.

Эволюция тесных двойных звёзд

Картинки (фото, рисунки)

  • Рис. 82. Эволюция звезды малой массы
  • Рис. 83. Эволюционный трек звезды малой массы
  • Рис. 84. Эволюционный трек звезды большой массы
  • Рис. 85. Модель предсверхновой звезды
Категории:
На этой странице материал по темам:
  • 5. эволюция звезд (этапы возникновения и развития)кратко

  • Эволюция заёзд ,её этапы и конечные стадии.

  • Эволюция звезд массой больше солнца

  • Эволюция звёзд тестс ответом

  • Стадии развития звезды в кратце

Вопросы к этой статье:
  • Как эволюционирует звезда малой массы?

  • Как эволюционирует звезда большой массы?

Материал с сайта http://WikiWhat.ru