Как звезды эволюционируют?

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела показывает зависимость температуры от светимости всех известных звезд. (1) Горячие звезды находятся в левой части диаграммы, звезды низких светимостей – в нижней (2). Так белые карлики, горячие и маленькие, изображены в левом нижнем углу (3); красные гиганты, холодные и большие – в верхнем правом углу. (4)

Нанеся на диаграмму большое количество звезд, мы обнаружим некоторые особенности. Большинство звезд располагаются на линии, протянувшейся из верхнего левого угла к правому нижнему. Это звезды главной последовательности. Большинство наблюдаемых звезд оказываются на этой линии, поскольку здесь звезды проводят большую часть своего эволюционного пути. (5)

Эволюция звезд на главной последовательности.

Во время пребывания на ГП звезды находятся в гидростатическом и температурном равновесии, и существенно не изменяются. Звезда расходует водород в ядре, вместо него образуется гелий, играющий роль золы в звездном костре. Звезда может несколько изменить светимость (в 2 раза или около того), или диаметр (менее, чем в 2 раза). (6)

Эволюция после стадии ГП. Звезда покидает главную последовательность, когда исчерпывается водород в ее ядре и начинаются термоядерные реакции гелия. (7) С этого момента звезду ждут впечатляющие изменения. Возможны два пути эволюции после схода с ГП. Все процессы определяются массой звезды.

Звезды с массой меньше 8 М_СОЛНЦА теряют свои наружные оболочки медленно. Внешние слои звезды подсвечиваются горячим ядром, ионизуются и отделяются от звезды. Отделившиеся оболочки называют планетарными туманностями, но не потому что они имеют какое-либо отношение к планетам, а потому что в небольшие телескопы выглядят размытыми дисками.

Звезды с массой больше 8 М_СОЛНЦА сбрасывают наружные слои катастрофически, во вспышке сверхновой. Внешние слои таких звезд тоже подсвечиваются горячим ядром, тоже ионизуются, но скорости остатков сверхновых после взрыва весьма отличаются от скоростей в планетарной туманности. В общем случае, остатки сверхновой разлетаются с довольно большими скоростями, не образуя планетарную туманность. (8)

1. Что такое диаграмма Герцшпрунга-Рессела?

2. Где на диаграмме ГР расположены звезды высоких светимостей?

3. Где на диаграмме ГР расположены горячие, но тусклые звезды?

4. Где на диаграмме ГР расположены красные гиганты?

5. Что такое главная последовательность? Ее основные особенности.

6. Опишите поведение звезды на главной последовательности.

7. Когда звезды покидают главную последовательность?

8. Что происходит со звездой после того как она покинула главную последовательность?

Звезды меньше 8 М_СОЛНЦА

Ветвь гигантов. Когда звезда покидает ГП, водородные термоядерные реакции идут в расширяющейся вокруг ядра ее оболочке. Гелий опускается в ядро, увеличивая его массу и плотность. Водородная оболочка расширяется над ядром, в котором водород практически исчерпался. Наружные слои звезды, расширяясь, охлаждаются, - звезда становится красным гигантом и выходит на ветвь гигантов на диаграмме ГР. (1)

Гелиевая вспышка. Если масса звезды меньше 2 М_СОЛНЦА, то при выходе на ветвь гигантов она испытывает гелиевую вспышку. Во время гелиевой вспышки со звездой происходит серия глубоких изменений:

1. Гелиевая «зола» из водородной оболочки оседает в ядро, увеличивая его массу и плотность.

2. Электроны в ядре вырождаются, и температура увеличивается без увеличения давления, поэтому ядро больше не расширяется.

3. Водородная оболочка синтезирует гелий, который продолжает наращивать массу ядра.

4. Температура вырожденного ядра растет до 100 млн. К; его масса достигает 0.6 М_СОЛНЦА.

5. Внезапно в ядре начинается гелиевый синтез.

6. Поскольку ядро состоит из вырожденного электронного газа, давление и температура независимы, ядро не расширяется.

7. Однако повышение температуры ведет к росту интенсивности гелиевого синтеза, а это стимулирует дальнейшее повышение температуры.

8. Температура и интенсивность ядерных реакций растут до значения 300 млн. К. Через несколько минут ядро звезды выделяет энергии в 100 раз больше, чем весь Млечный Путь.

9. При 300 млн. К электроны перестают быть вырожденными, внутренние области звезды расширяются, температура и плотность скачком падают.

10. Все это происходит в недрах звезды. Большая часть энергии расходуется на расширение ядра. Внешне звезда немного сжимается, увеличивается ее температура. Такие звезды называются желтыми гигантами. (2)

Звезды с массами больше 2 М_СОЛНЦА не испытывают гелиевой вспышки. У них температура растет слишком быстро для того, чтобы электроны пришли в вырожденное состояние. Начало гелиевого синтеза не носит взрывной характер. У такой звезды есть два источника энергии – гелиевый синтез в ядре, в результате которого гелий превращается в углерод и небольшая часть углерода – в кислород, и водородный синтез в оболочке, непрерывно добавляющий гелий в ядро из внешних слоев звезды.

Горизонтальная ветвь объединяет звезды с гелиевым синтезом в ядре и водородным циклом в оболочке ядра. На этой стадии эволюции звезды становятся горячее и меньше, и смещаются на диаграмме ГР. Такие звезды приблизительно сохраняют свою светимость потому что, несмотря на увеличение температуры, их размеры уменьшаются. Расположены они на горизонтальной ветви диаграммы ГР.

Пульсирующие звезды. При движении по горизонтальной ветви некоторые звезды начинают пульсировать. Такие звезды называют переменными, они изменяют радиус, становясь то больше, то меньше; их светимость изменяется периодически. Пульсирующие звезды не находятся в равновесии. Их внешние слои поглощают энергию, разогреваются и расширяются. При расширении слои охлаждаются и гравитационные силы сжимают их, наращивая внутреннее давление. Сжатые слои с большей плотностью поглощают энергию, разогреваются и цикл повторяется. (3) Переменные звезды находятся на полосе нестабильности, проходящей через горизонтальную ветвь гигантов.

Отметим два важнейших типа пульсирующих звезд:

Цефеиды могут служить хорошими стандартными свечами, поскольку для них существует зависимость между длиной периода и светимостью. Изменение блеска цефеид весьма специфично, поэтому их легко распознать. Цефеиды с определенным периодом имеют определенную светимость. (4) Если в далекой галактике удается найти цефеиду, наблюдая кривую блеска, легко измерить ее периода, а по нему вычислить светимость звезды. Определив видимую звездную величину, легко вычислить расстояние до нее, пользуясь законом обратных квадратов. Из наблюдений цефеид расстояния до галактик можно определить с хорошей точностью. (5)

Звезды типа RR Лиры небольшие и тусклые, но для них тоже установлена зависимость между периодом и светимостью. Из-за небольшого блеска эти звезды нельзя использовать для измерения расстояний до других галактик. Но их можно использовать для поиска расстояний до шаровых скоплений (больших групп звезд, связанных общим тяготением) в нашей галактике. Эти расстояния можно использовать для вычисления расстояния до центра Млечного Пути.

Асимптотическая ветвь гигантов. Со временем в ядре звезды исчерпывается и гелий. Звезда смещается по горизонтальной ветви, поскольку температура ее поверхности уменьшается. Звезда выходит на асимптотическую ветвь гигантов (АВГ). На этой ветви последовательные изменения звезды ведут к сбросам внешних слоев и формированию планетарной туманности и белого карлика:

1. Гелиевый синтез начинается в оболочке, вызывая увеличение светимости и температуры, - звезда становится больше.

2. Звезда расширяется, охлаждается, но ее светимость все еще велика.

3. Продолжается гелиевый синтез в оболочке вокруг углеродного ядра, вызывая рост давления.

4. Масса ядра увеличивается.

5. На поверхности развивается интенсивный звездный ветер: звезда начинает быстро терять массу. Скорость потери массы около 10^-5 М_СОЛНЦА в год. При такой интенсивности наше Солнце полностью бы рассеялось за 10000 лет.

6. Сброшенная масса движется прочь от звезды, образуя вокруг нее оболочки, непрозрачные для видимых и ультрафиолетовых лучей. Эти оболочки достаточно холодны и хорошо заметны в инфракрасных лучах. (6) (7)

Белые карлики. Сброшенная масса верхних слоев звезды обнажает ее горячее ядро. Оно состоит из углерода (продукта гелиевого синтеза) и гелия и выглядит голубым, излучая, главным образом, в ультрафиолетовых лучах. Это УФ излучение ионизует выброшенные пыль и газ, которые начинают от этого светиться. Газопылевая планетарная туманность окружает белый карлик. Белый карлик это маленькая горячая звезда, масса которой не превышает 1.4 М_СОЛНЦА. (8) Звездные ядра с большей массой не останавливаются на стадии белого карлика и продолжают сжатие.

1. Что происходит со звездой с массой меньше 8 масс Солнца после того как она покинула главную последовательность?

2. Что такое гелиевая вспышка? Как образуются желтые гиганты?

3. Почему существуют пульсирующие звезды?

4. Что такое «цефеиды»? Их основная особенность.

5. Почему цефеиды называют маяками Вселенной?

6. Что происходит со звездой с массой меньше 8 масс Солнца после того как она исчерпала запасы гелия?

7. Как образуются планетарные туманности?

8. Что такое «белый карлик»?

Звезды больше 8 М_СОЛНЦА: Сверхновые. Если звезда очень массивная, это не только ускоряет темп ее эволюции, но приводит к синтезу более тяжелых элементов, чем в недрах небольших звезд. Такие звезды после стадии сброса массы в итоге взрываются как сверхновые звезды. (1) Различают два типа сверхновых звезд: 1-го типа и 2-го типа. Сверхновые 2-го типа это конец эволюционного пути одиночных массивных звезд. Сверхновые 1-го типа входят в состав двойных систем и не являются этапом звездной эволюции. Они вспыхивают в результате взаимодействия между двумя звездами. В нашей галактике вспышки сверхновых наблюдаются приблизительно раз в столетие.

Сверхновые 2-го типа. Внутреннее строение проэволюционировавшей массивной звезды напоминает луковицу. Внешние слои состоят из остатков водорода. Глубже находится слой, в котором идет водородный синтез, глубже – слой гелиевого синтеза, глубже – углеродный, кислородный, неоновый, магниевый и кремниевый слои синтеза. В центральной части звезды – железное ядро. В этом ядре плотность, давление и температура достаточна для начала термоядерного синтеза на основе ядер железа. Но железо уникальный элемент. Это самый легкий элемент при синтезе которого, поглощается энергии больше, чем выделяется. Иными словами, для синтеза железа необходимо затратить энергии больше, чем выделится в результате реакции.

Как только начинается реакция синтеза железа, газ охлаждается, реакция протекает с поглощением энергии среды. С уменьшением температуры уменьшается и давление, – ядро начинает сжиматься. Сжатие (коллапс) ядра ведет к росту температуры до 10 млрд. К.

При достижении значения температуры 10 млрд. К, фотоны становятся настолько энергичными, что могут разрушать ядра атомов. Этот процесс называется фотодезинтеграцией. Все элементы в ядре – гелий, углерод, кислород, железо и другие – разрушаются. Несколько десятков млн. лет, в течение которых протекали реакции термоядерного синтеза, обращаются вспять менее чем за 1 секунду. Также как и термоядерный синтез железа, этот процесс поглощает энергию, – ядро сжимается еще больше. К этому моменту ядро состоит только из протонов, нейтронов, электронов и фотонов. При сжатии ядра увеличивается и его плотность.

Ядро проэволюционировавшей массивной звезды с тяжелыми элементами внутри.

Когда плотность достигает 10¹² кг/м³ (10⁹ г/см³), протоны и электроны начинают превращаться в нейтроны и нейтрино. Нейтрино легко покидают ядро звезды и уносят часть энергии в космос.

С исчезновением заряженных частиц ядро сжимается еще быстрее, до тех пор, пока плотность не превышает 10¹⁵ кг/м³ (10¹² г/см³). При такой плотности нейтроны вырождаются и оказывают сопротивление гравитационному сжатию. Однако к этому времени компактное ядро наращивает темп выпадения на себя окружающего вещества, его плотность превышает плотность вырожденного газа до значений 10¹⁷-10¹⁸ кг/м³ (10¹⁴-10¹⁵ г/см³).

Подобно мячу, отскакивающему от стены, вещество в ядре отражается от плотного вырожденного центра. Это отражение порождает ударные волны, движущиеся наружу с большой скоростью и разбрасывающие вещество звезды. Ударные волны выносят с собой вещество ядра в космос. Иными словами, звезда взрывается.

Весь процесс от начала сжатия до отражения ударных волн длится менее 1 секунды. На протяжении нескольких суток сверхновая может излучать энергии больше, чем галактика, состоящая из миллиардов звезд. При таком взрыве излучается энергия, равная всей излученной световой энергии Солнца за все время его существования. Еще в 100 раз больше энергии уносится нейтрино. (2)

Сверхновые 1-го типа. Эволюция двойных систем, в которых белый карлик притягивает внешние оболочки соседней звезды, принимая часть ее массы, может привести к запуску углеродного цикла и взрыву белого карлика как яркой сверхновой. (3)

Остатки сверхновой. Вещество, выброшенное сверхновой, движется прочь от центра звезды также как и вещество, сброшенное гигантами асимптотической ветви диаграммы ГР. В случае сверхновой образующаяся туманность называется остатком сверхновой. Известная Крабовидная туманность образовалась при взрыве сверхновой, наблюдавшейся в 1054 году. Несколько месяцев эта сверхновая была настолько яркой, что ее можно было видеть днем. Поскольку расстояние до этой туманности около 1800 пс, то мы видим все то, что происходило 5400 лет назад. Допплеровское смещение линий в спектре туманности говорит о том, что она расширяется со скоростью несколько тысяч км/с. (3)

Из чего мы состоим? К настоящему времени периодическая таблица Менделеева насчитывает 112 элементов. Из них - 91 естественного происхождения, найденных на Земле: 81 стабильных и 10 радиоактивных, распадающихся. Все тела, с которыми мы сталкиваемся каждый день состоят из этих 112 элементов.

В настоящее время во Вселенной наблюдается такая распространенность элементов:

1. Водород: 90%

2. Гелий: 9%

3. Li, Be, B: 0.000001%

4. C, N, O, F, Ne: 0.2%

5. Si–Mn: 0.01%

6. Fe–Ge: 0.01%

7. Элементы средней атомной массы: 0.00000001% = 1*10^-7 %

8. Тяжелые элементы: 0:000000001% = 1*10^-8 % (5)

Существует 4 различных процесса, приводящих к образованию химических элементов. Каждый элемент синтезируется в результате сочетания этих процессов.

1. Начальные элементы. В самом начале, сразу после Большого Взрыва, во Вселенной существовали только атомы водорода и гелия. С течением времени Вселенная остывала, в ней создавались условия для синтеза более тяжелых элементов.

2. Звездный нуклеосинтез (протон-протонный цикл, гелиевый цикл, углеродный цикл и т.д.) создал все легкие элементы до железа.

3. Нейтронный захват (s-процесс). Элементы тяжелее железа образовывались из железа в ходе процесса, названного нейтронным захватом. Ядра железа поглощают нейтроны. Это превращает их в тяжелые изотопы (изотоп – атом с большим или меньшим числом нейтронов по сравнению с наиболее распространенной формой данного элемента) железа. Такие изотопы нестабильны, они распадаются, нейтроны превращаются в протоны, испуская электрон и нейтрино. Так появляется ядро атома нового элемента с зарядом, большим, чем у железа. Новое ядро снова захватывает нейтрон, становится тяжелее, и распадается с испусканием электрона и нейтрино. Такая последовательность превращений называется s-процессом (slow-медленный). Он протекает в обычных звездах и может синтезировать тяжелые элементы вплоть до висмута.

4. Нейтронный захват (r-процесс). Во время взрыва сверхновой разлетается множество высокоэнергичных нейтронов. На своем пути они бомбардируют ядра атомов. В свою очередь ядра могут захватывать по несколько нейтронов. При этом возможно образование элементов тяжелее висмута. Такие превращения называются r-процессом (rapid-быстрый). (6)

Почему мы уверены, что элементы образуются именно так?

1. Нейтронный захват и распад ядра хорошо изучены в лабораторных условиях. Результаты лабораторных экспериментов согласованы с моделями Вселенной, начиная с Большого Взрыва, и данными наблюдений.

2. Технеций-99 является непосредственным доказательством того, что тяжелые элементы образуются в звездах. Период полураспада этого элемента 200 000 лет, ничтожный срок по астрономическим меркам. Но мы наблюдаем этот элемент сегодня в атмосферах звезд, образовавшихся сотни миллионов и миллиарды лет назад. За это время технеций-99 полностью бы распался.

3. В спектрах сверхновых 1-го типа наблюдаются линии никеля-56 (период полураспада 55 суток) и много других короткоживущих изотопов, образующихся при взрыве и вскоре распадающихся. (7)

1. Что происходит со звездой с массой больше 8 масс Солнца на финальных этапах ее эволюции?

2. Что такое сверхновая 2-го типа? Почему она вспыхивает?

3. Что такое сверхновая 1-го типа?

4. Что остается после взрыва сверхновой? Наблюдаются ли такие остатки?

5. Из каких элементов в основном состоит Вселенная?

6. Как образуются химические элементы? Опишите процессы их образования.

7. Есть ли подтверждения правильности теории образования химических элементов?

Задачи.

43. Что происходит, когда звезда в процессе эволюции покидает главную последовательность?

44. Почему процесс образования нейтронов из протонов и электронов приводит к сжатию звезды-гиганта?

45. Находившаяся на ГП звезда массой 5 М_СОЛНЦА проэволюционировала в белый карлик массой 1 М_СОЛНЦА. Где же еще 4 М_СОЛНЦА?

46. Какая физическая величина определяет, в конечном счете, судьбу звезды?

47. Почему железное ядро не может обеспечить равновесие звезды?

48. Допустим, что звезды-гиганты асимптотической ветви не сбрасывают часть массы в процессе эволюции. Как это скажется на количестве белых карликов в Галактике?

49. Только небольшой процент энергии вспышки сверхновых 2-го типа высвобождается в виде излучения и расширения ее остатков. На что же расходуется оставшаяся большая часть энергии? Оцените эту часть?

50. Покажите на графическом алгоритме эволюцию звезды массой 4 М_СОЛНЦА после ухода с главной последовательности.

51. Почему подавляющее большинство звезд на диаграмме ГР расположены на главной последовательности?

52. Как отличается светимость звезд-гигантов и звезд ГП одинаковых спектральных классов?

53. Почему для вступления в термоядерные реакции ядрам всех элементов требуется температура выше, чем ядрам водорода?

54. Почему химический состав наиболее быстро изменяется в центре звезды?

55. Как взрыв сверхновой влияет на окружающий межзвездный газ?

56. Наблюдения показали, что планетарная туманность вблизи звезды-гиганта массой 1 М_СОЛНЦА и радиусом 1 а.е. расширяется со скоростью 50 км/с. Найдите скорость освобождения (2-ю космическую) для этой звезды. Сравните полученные значения.

57. Крабовидная туманность на небе имеет угловой диаметр 230”, а расстояние до нее около 1800 пс. Определить ее линейный диаметр.

58. Крабовидная туманность расширяется со скоростью 1400 км/с. Определить ее возраст. Сравнить с датой вспышки сверхновой, указанной в тексте. Пояснить результат.

59. Вычислить плотность красного гиганта массой 1 М_СОЛНЦА и радиусом 1 а.е. Сравните полученную величину с плотностью воздуха (1 кг/м³).

Задачи для самостоятельного решения.

1. Определить гравитационную энергию Солнца в настоящее время.

2. Определить гравитационную энергию Земли.

3. Предположим, что пульсирующая звезда изменяет блеск на 1 звездную величину от максимума до минимума блеска. Считая температуру поверхности неизменной, определить во сколько раз изменяется радиус звезды от максимума до минимума.

4. Какова скорость освобождения с поверхности белого карлика, масса которого 1 М_СОЛНЦА, радиус – 0.9 R_СОЛНЦА?

5. Допустим, при взрыве сверхновой блеск звезды уменьшился на 16 звездных величин. Во сколько раз увеличился ее блеск?

6. В спектре туманного объекта наблюдается смещение линий с длины 989.06 нм до длины 988.96 нм. Туманный объект это планетарная туманность или вещество, сброшенное взрывом сверхновой?

7. В ядре красного гиганта произошла гелиевая вспышка. Считая ядро звезды абсолютно черным телом, определить длину волны максимума его излучения.

8. Определить светимость (в Ваттах) сверхновой, которая ярче Солнца в миллиард раз?

9. Допустим, ядро звезды массой 1 М_СОЛНЦА перед взрывом сверхновой 2-го типа сжимается до плотности 10¹⁷ кг/м³. Чему равен радиус такого ядра?

10. Предположим, что вся масса Солнца превратилась в энергию. Сколько энергии получилось?

11. Звезда располагается в верхнем правом углу диаграммы ГР. К какому типу относится эта звезда?

12. Звезда расположена точно в центре диаграммы ГР. Какого она цвета? Какого класса светимости?