Еволюція зір

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

Еволю́ція зір — зміна фізичних характеристик, хімічного складу та внутрішньої будови зорі із часом.

Еволюція зорі класу G на прикладі Сонця


Протозоря[ред.ред. код]

Докладніше у статті Протозоря

Еволюція зорі починається з гравітаційного колапсу молекулярної хмари міжзоряного газу. Типова молекулярна хмара має розмір приблизно 100 світлових років у поперечнику і масу 6×106 M. У процесі гравітаційного колапсу хмара фрагментується на менші частки, кожна з яких стискається вже окремо. Тому зорі зазвичай народжуються групами. Під час колапсу потенційна енергія гравітаційної взаємодії молекул газу між собою перетворюється на тепло. Густина й тиск газу, що колапсує, найшвидше зростають у центрі хмари. Утворюється ядро, яке називають протозорею.

Подальший розвиток подій залежить від маси протозорі.

Коричневі карлики та субзоряні об'єкти[ред.ред. код]

Докладніше у статті Коричневий карлик

Якщо протозоря має масу меншу ніж 0,08 M, то температура в її надрах ніколи не досягне рівня, достатнього для початку термоядерної реакції перетворення Гідрогену на Гелій, але може можуть відбуватися термоядерні реакції за участі Літію та дейтерію. Такий об'єкт називають коричневим карликом. Вони мають масу не менше 0,0125 M (або 13 мас Юпітера). У менш масивних об'єктах умови для початку термоядерних реакцій не виникають.

Для протозір із масою понад 0,08 M температура в ядрі врешті-решт досягне 3×106K, необхідних для початку реакцій протон-протонного циклу. Стискання зорі може тривати ще деякий час і припиняється, коли виділення енергії внаслідок термоядерних реакцій повністю врівноважує її витрати на випромінювання[1]. Протозоря стає повноцінною зорею й опиняється на головній послідовності.

Головна послідовність[ред.ред. код]

Докладніше у статті Головна послідовність

Енергія, що виділяється в термоядерних реакціях, підтримує випромінювання зорі та високий тиск у її надрах, який врівноважує тяжіння. У зір із масою до 1,2 M перетворення гідрогену на гелій відбувається переважно шляхом протон-протонного циклу, у масивніших зір — шляхом вуглецево-азотного циклу. Світність та ефективна температура зорі на головній послідовності змінюється дуже мало. Це найтриваліша стадія еволюції — тривалість усіх подальших стадій становить лише 10% від часу перебування на головній послідовності. Час перебування зорі на головній послідовності визначається її масою й може бути наближено поданий формулою[1]:

 \lg T_{Gp} = 9.9 - 3.8 \lg \frac{M}{M_{\odot}} + \lg^2 \frac{M}{M_{\odot}}

Перебування зорі на головній послідовності закінчується утворенням у її надрах гелієвого ядра. Подальша доля зорі залежить від її маси. З погляду еволюції зорі поділяють на такі групи[1]:

  • зорі малої маси: 0{,}08 \leqslant \frac{M}{M_\bigodot} \leqslant (2 \div 2{,}3)
  • зорі помірної маси: (2 \div 2{,}3) \leqslant \frac{M}{M_\odot} \leqslant (8 \div 10)
  • масивні зорі: \frac{M}{M_\odot} \geqslant (8 \div 10)

Межа між зорями малої маси та зорями помірної маси визначається умовами, в яких розпочинаються термоядерні реакції за участі гелію: у зорях помірної маси потрійна гелієва реакція розвивається в невиродженому ядрі й відбувається спокійно; у зорях малої маси ця реакція розпочинається у виродженому ядрі й має характер теплового вибуху.

Межа між зорями помірної маси та масивними зорями визначається аналогічно за умовами початку реакцій у вуглецевому ядрі.

Еволюція зір після головної послідовності[ред.ред. код]

Зорі малої маси[ред.ред. код]

Туманність Котяче Око — планетарна туманність, яка сформувалась після загибелі зірки, яка за масою була близькою до Сонця

Коли майже весь гідроген в ядрі перетворюється на гелій, термоядерні реакції сповільнюються, зменшується температура та, відповідно, тиск у ядрі. Гідростатична рівновага порушується й під дією сил тяжіння відбувається стискання ядра. Це призводить до зростання його густини та температури. У цей період структура зорі змінюється. Зовнішні шари розширюються, а температура поверхні зменшується, світність зорі зростає, вона перетворюється на червоного гіганта. Термоядерне горіння гідрогену продовжується в шарі на периферії ядра, а маса гелієвого ядра поступово зростає.

У зорях із масою меншою ніж 0,5 M умови для інших термоядерних реакцій ніколи не виникають. Після припинення термоядерних реакцій протон-протонного циклу такі зорі поступово остигатимуть, хоча тривалий час іще будуть слабко випромінювати в інфрачервоному й мікрохвильовому діапазоні.

У зорях із масою від 0,5 до 2,25 до M коли маса гелієвого ядра сягає 0,4—0,5 M, а температура в ньому становить приблизно 100 мільйонів К, починається потрійна альфа-реакція, в якій гелій перетворюється на Карбон. Оскільки реакція відбувається у виродженому ядрі, вона набуває вибухового характеру.

Докладніше у статті Спалах гелієвого ядра

Внаслідок спалаху зоря втрачає оболонку[2], що складається переважно з Гідрогену, і, таким чином, позбувається можливих джерел термоядерної енергії та врешті-решт перетворюється на білого карлика.

Зорі помірної маси[ред.ред. код]

У зір помірної маси після вичерпання Гідрогену в ядрі також розпочинається потрійна гелієва реакція, але на відміну від зір малої маси вона перебігає спокійно. Гелій в ядрі перетворюється на Карбон, водночас (завдяки реакціям вуглецево-азотного циклу) утворюється також деяка кількість Оксигену та Нітрогену. Ці елементи накопичуються у виродженому ядрі зорі, яке поступово зростає. Врешті-решт температура та густина в такому ядрі досягають величин, коли розпочинаються реакції між ядрами карбону. Оскільки ці реакції розпочинаються у виродженому стані ядра, початок реакції матиме характер теплового вибуху.

Бурхливий початок реакції призводить до скидання оболонки, яка, крім Гідрогену й Гелію, містить значну кількість інших елементів (зокрема, Карбону, Нітрогену та Оксигену).

Після скидання оболонки зоря залишається без джерел термоядерної енергії й перетворюється на білого карлика.

Масивні зорі[ред.ред. код]

Оболонкова структура масивної зорі на пізніх стадіях еволюції (зображення не в масштабі).

Зорі з масою понад 8 M після спалювання гелію залишаються досить масивними для початку в їх надрах подальших реакцій нуклеосинтезу, спочатку  — за участі карбону. Якщо зоря дуже масивна, далі можуть відбуватися реакції за участі силі́цію, магнію і так далі, до заліза. Кожна нова реакція розпочинається в центрі зорі, а всі попередні продовжуються в зовнішній частині ядра, таким чином структура зорі стає багатошаровою (подібною до цибулини). Основна частина хімічних елементів до феруму, з яких складається Всесвіт, утворилися саме в результаті нуклеосинтезу в надрах зір. Залізо не може бути паливом для подальших ядерних реакцій (як синтезу, так і розпаду), оскільки ядро заліза має найбільшу енергію зв'язку на один нуклон. Усі ядерні реакції за участі заліза відбуваються з поглинанням енергії. Внаслідок цього масивна зоря накопичує залізне ядро. Щоправда, завдяки s- та p-процесам у невеликій кількості утворюються також ядра хімічних елементів, важчих заліза.

Температура й тиск усередині ядра продовжують збільшуватися й досягають рівня, коли енергія Фермі виродженого електронного газу сягає різниці мас між нейтроном та протоном з електроном (близько 0,78 МеВ). Тоді розпад нейтрона стає забороненим і він, фактично, перетворюється на стабільну частку. Вільні високоенергетичні електрони починають взаємодіяти з протонами (з утворенням нейтронів). Починається нейтронізація речовини в ядрі зорі. Тиск виродженого електронного газу далі вже не зростати не може. Це створює умови для гравітаційного колапсу ядра, після чого оболонка зорі просто падає на ядро. Енергія, що вивільняється внаслідок падіння зовнішньої оболонки на нейтронізоване ядро настільки велика, що зоря буквально вибухає. Такі події називають спалахом наднової. Протягом короткого часу спалаху наднова випромінює стільки ж енергії, скільки всі зорі галактики разом узяті[3]

Зоряні залишки[ред.ред. код]

Гравітаційний колапс зір масою 10-30 сонячних мас зупиняється, коли дається взнаки тиск вироджених нейтронів. Після спалаху наднової й розльоту оболонки від зорі залишається дуже щільний об'єкт розміром близько 15 км у діаметрі, який називають нейтронною зорею. Нейтронна зоря швидко обертається і має потужне магнітне поле, наслідок чого випромінює електромагнітні імпульси з частотою обертання; такі об'єкти спостерігають як пульсари. Якщо ж маса ядра зорі перевищує 30 сонячних мас, тиск вироджених нейтронів не в змозі зупинити гравітаційний колапс, що може призвести до утворення гіпотетичного об'єкта, якому дали назву чорна діра.

Див. також[ред.ред. код]

Джерела[ред.ред. код]

  1. а б в Еволюція зір // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 142—144. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).
  2. Спалах гелієвого ядра // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — 547 с. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).
  3. Эволюция звезд. elementy.ru. Архів оригіналу за 2013-07-21.