1. Что такое космогония и ее отличие от космологии?
2. Каковы основные этапы эволюции звезд?
3. Какова судьба Солнца в будущем?
| Возникновение метагалактики
|
| 
| Известные нам законы физики начали действовать с момента tв = 10-43 с, когда стали существенными явления гравитации, квантования и релятивизма, характеризуемые соотношением гравитационной постоянной G, постоянной Планка ћ и скоростью света с, когда размеры Вселенной составляли Rв = 10-31 м при плотности материи r в =1074–1094 г/см3 с температурой Тв = 1,3 × 1032 К.
|
|
|
|
|
|
|
|
|
| "Блины" массой до 1014 М¤ стали зародышами протогалактических скоплений. В их недрах происходили разнообразные тепловые и гидродинамические процессы, приводившие к распаду ("дроблению") "блинов" на мелкие, отдельные, плотные облака газа массой 1010-1012 М¤, из которых образовались протогалактики, преобразовавшиеся в галактики на протяжении последующего миллиарда лет. Подробнее Образование галактик
|
| 
|
| 2. Эволюция звезд
|
| Эволюция - изменения, происходящие в течение жизни звезды, включая ее рождение в межзвездной среде, истощение годного к использованию ядерного топлива и конечную стадию угасания.
Горение водорода в ядре продолжается до тех пор, пока не истощатся запасы топлива. В течение этой фазы звезда находится на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Здесь масштабы времени резко уменьшаются с увеличением массы. Для Солнца время жизни на главной последовательности составляет 10 млрд. лет (около половины которого уже прошло). Когда при исчерпании всего топлива горение водорода в ядре прекращается, в структуре звезды происходят фундаментальные изменения, связанные с потерей источника энергии. Звезда уходит с главной последовательности в область красных гигантов. Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых может (в зависимости от массы) активироваться новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов. При температурах порядка 108 K кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия Be8: He4 + He4 = Be8.Большая часть Be8 снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении Be8 с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C12: Be8 + He4 = C12 + 7,3 МэВ.
|
| Массивные звезды
|
|  По современным представлениям в звездах главной последовательности с массой больше 10 M¤ термоядерные реакции проходят в невырожденных условиях вплоть до образования самых устойчивых элементов железного пика. Масса эволюционирующего ядра слабо зависит от полной массы звезды и составляет 2–2,5 M¤.
Сброс оболочки звезды объясняют взаимодействием нейтрино с веществом. Распад ядер требует значительных затрат энергии, т.к. представляет собой как бы всю цепочку термоядерных реакций синтеза водорода в железо, но идущую в обратном порядке, не с выделением, а с поглощением энергии. Вещество теряет упругость, ядро сжимается, температура возрастает, но все же не так быстро, чтобы приостановить сжатие. Большая часть выделяемой при сжатии энергии уносится нейтрино. Таким образом, в результате нейтронизации вещества и диссоциации ядер происходит как бы взрыв звезды внутрь – имплозия. Вещество центральной области звезды падает к центру со скоростью свободного падения. Образующаяся при этом гидродинамическая волна разрежения втягивает последовательно в режим падения все более удаленные от центра слои звезды.
Начавшийся коллапс может остановиться упругостью вещества, достигшего ядерной плотности и состоящего в основном из вырожденных нейтронов (нейтронная жидкость). При этом образуется нейтронная звезда. Оболочка звезды приобретает огромный импульс (скорее всего, передающийся нейтрино) и сбрасывается в межзвездное пространство со скоростью 10 000 км/с. Такие остатки вспышек сверхновых при расширении взаимодействуют с межзвездной средой и заметно светятся.
Вспышки сверхновых типа Iа, по-видимому, вызваны коллапсом белого карлика входящего в состав двойной звездной системы, при достижении им массы, близкой к пределу Чандрасекара, в процессе перетекания вещества с расширившейся в ходе эволюции соседней звезды. В таблице приведены этапы эволюции звезды массой 25 M¤.
| Стадия
| Температура в центре, K
| Плотность в центре, кг/м 3
| Продолжительность
| | Горение водорода
| 4•10 7
| 5•10 3
| 7•10 6 лет
| | Горение гелия
| 2•10 8
| 7•10 5
| 5•10 5 лет
| | Горение углерода
| 6•10 8
| 2•10 8
| 600 лет
| | Горение неона
| 1,2•10 9
| 4•10 9
| 1 год
| | Горение кислорода
| 1,5•10 9
| 10 10
| 6 месяцев
| | Горение кремния
| 2,7•10 9
| 3•10 10
| 1 день
| | Коллапс ядра
| 5,4•10 9
| 3•10 12
| 0,2 секунды
| | Взрыв ядра
| 2,3•10 10
| 4•10 17
| Миллисекунды
| | Расширение
| Около 10 9
| Меняется
| 10 секунд
|
|
| Эволюция звезд типа Солнца
|
| | Эволюционный трек на диаграмме Герцшпрунга-Рессела для звезды типа Солнца.
| 
| Протозвезда. Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках (если его масса не менее 2000 масс Солнца. Т=10К). Поэтому звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами). Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 M¤ (их известно более 6 000), содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны области звездообразования. Если бы гигантские молекулярные облака в Галактике свободно сжимались из-за гравитационной неустойчивости, то за 50 миллионов лет из них образовались бы звезды. Сжатию способствуют ударные волны при расширении остатков вспышек сверхновых, спиральные волны плотности и звездный ветер от горячих ОВ-звезд. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков через фрагментацию облака (появление глоб) к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 1020 раз, увеличивается скорость вращения.
Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протозвездой (греч. протос «первый»). Эволюцию протозвезды массой 1 M¤ можно разделить на три стадии:
| Характеристика
| Фаза 1 Формирование
| Фаза 2 Быстрое сжатие
| Фаза 3 Медленное сжатие
| | Размер
| 1018 –1015 м (1000–1 а.е)
| 1015 –1010 м (1 а.е. – десятки R¤)
| 1010 –109 м (10–1 R¤)
| | Плотность, кг/м 3
| 10–19 –10–16
| 10 –16–1
| 1–103
| | Температура в центре, К
| 10
| 10–106
| 106 –107
| | Длительность, лет
| 107
| 105
| 5•107
| | Наблюдение
| Радиодиапазон
| Инфракрасный диапазон
| Оптический диапазон
| | Характеристика
| Начало гравитационной неустойчивости
| Быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака
| Протозвезда становится непрозрачной для собственного теплового излучения; температура и давление растут, сжатие замедляется
| По достижению температуры в несколько миллионов градусов в центре начинаются термоядерные реакции. Минимальная масса, которая необходима для этого, составляет около одной двенадцатой массы Солнца. Если вещества меньше, то реакции нуклеосинтеза никогда не начнутся. Объекты, массы которых лежат в промежутке 0,01–0,08 M¤, называются коричневыми карликами.
В 60-е годы ХХ века Ч. Хаяши и Т. Накано впервые подробно рассмотрели динамику сжатия протозвезды. Они показали, что в процессе сжатия температура фотосферы молодой звезды возрастает до 3 000 К, светимость звезды – до 300 L¤. Заключительные стадии формирования звезды могут быть весьма бурными. Помимо так называемого протозвездного ветра многие звезды выбрасывают с огромной скоростью в пространство гигантские струи горячего вещества – джеты.
|
| Звезда. Ядро втягивает все, или почти все вещество, сжимается и когда температура внутри превысит 10 млн.К, начинается процесс выгорания водорода (термоядерная реакция). Для звезд с M ¤ от самого начала прошло 60 млн.лет, а для звезд с 10M ¤ прошло 300000 лет. При массе ядра не превосходящей 0,08 массы Солнца, температуры такой не достигнет, возникнет коричневый карлик, который не попадает на главную последовательность, постепенно погаснет и в конце рассеется.
Звезда на главной последовательности. Находится пока внутри происходит термоядерная реакция выгорания водорода в ядре, что зависит от массы. Время жизни самое долгое в эволюции. Для звезд разной массы: M=0,8M ¤ τ =20 млрд.лет, M=M ¤ τ =10 млрд.лет, M=1,5M ¤ τ =1,5 млрд.лет, M=2,0M ¤ τ =0,8 млрд.лет
После того как звезда израсходует содержащийся в центральной части водород, гелиевое ядро начнет сжиматься, его температура повысится настолько, что начнутся реакции с большим энерговыделением (при температуре 2•107 К начинается горение гелия - составляет по времени десятую часть горения Н). В прилегающем к ядру слое, как правило, остается водород, возобновляются протон-протонные реакции, давление в оболочке существенно повышается, и внешние слои звезды резко увеличиваются в размерах. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела звезда начинает смещаться вправо – в область красных гигантов, увеличиваясь примерно в размере в 50 раз. Звезды скромных размеров, включая и Солнце, в конце жизни, после стадии красного гиганта сжимаются, сбрасывают оболочку (до 30% массы - образуется планетарная туманность), превращаясь в белые карлики, имеющие массу, не превышающую 1,2 M¤, радиус в 100 раз меньше солнечного, и, следовательно, плотность в миллион раз больше солнечной. Белый карлик продолжает слабо светиться еще очень долго, пока его тепло не израсходуется полностью, и он превратится в мертвого черного карлика.
|
| Завершающие стадии эволюции красных гигантов
|
| Масса
| Ядерные реакции
| Процессы в ходе эволюции
| Остаток
| | 0,08—2,5
| Водородный слоевой источник
| Образуется вырожденное гелиевое ядро с массой около 0,5 солнечных, оболочка рассеивается
| He-белый карлик с массой до 1,2М¤
| | 2,5—8
| Двойной слоевой источник
| - Образуется вырожденное СО-ядро с массой до 1,2 солнечных, на стадии асимптотической ветви гигантов происходит сброс оболочки с образованием планетарной туманности, наблюдающейся ~104 лет
- В некоторых случаях углеродная детонация ядра, наблюдающаяся как вспышка сверхновой типа I
| - СО-белый карлик массой 0,6—0,7М¤, Планетарная туманность
- Звезда полностью рассеивается при вспышке
| | 8—12
| Двойной слоевой источник, затем «загорание» углерода в недрах
| «Горение» углерода останавливается из-за вырождения O-Ne-Mg ядра, оболочка рассеивается
| O-Ne-Mg-белый карлик с массой, близкой к пределу Чандрасекара (1,2—1,4М¤)
| | 12—30
| Вырождение в ядре не наступает и нуклеосинтез идёт вплоть до образования элементов железного пика (Fe, Co, Ni)
| Ядро с массой 1,5—2 солнечных коллапсирует в нейтронную звезду, коллапс наблюдается как вспышка сверхновой типа II (при наличии протяжённой водородной оболочки) или Ib/с (коллапс ядра звезды Вольфа — Райе), сброшенная оболочка в течение ~104 лет наблюдается как остаток сверхновой
| Нейтронная звезда до 2,5М¤ с диаметром до 30 км. (предел Оппенгеймера-Волкова 2—3М¤)
| | > 30
| Процессы неясны
| Процессы неясны
| Чёрная дыра с массой от 3М¤ до 10М¤?
|
|
1. Что такое космогония и ее отличие от космологии?
2. Каковы основные этапы эволюции звезд?
3. Какова судьба Солнца в будущем?
2020-08-05
107
