Stellar evolution

efterhånden udtømmer stjernens kerne sin forsyning af brint, og stjernen begynder at udvikle sig fra hovedsekvensen., Uden det ydre strålingstryk, der genereres ved fusion af brint for at modvirke tyngdekraften, trækker kernen sig sammen, indtil enten elektrondegenerationstrykket bliver tilstrækkeligt til at modsætte sig tyngdekraften, eller kernen bliver varm nok (omkring 100 MK) til heliumfusion at begynde. Hvilken af disse sker først afhænger af stjernens masse.

lavmassestjerneredit

hvad der sker efter, at en lavmassestjerne ophører med at producere energi gennem fusion, er ikke blevet observeret direkte; universet er omkring 13.,8 milliarder år gammel, hvilket er mindre tid (i nogle tilfælde med flere størrelsesordener) end det tager for fusion at ophøre i sådanne stjerner.nylige astrofysiske modeller antyder, at røde dværge på 0.1 m☉ kan forblive på hovedsekvensen i omkring seks til tolv billioner år, gradvist stigende i både temperatur og lysstyrke og tage flere hundrede milliarder år mere at kollapse langsomt til en hvid dværg. Sådanne stjerner bliver ikke røde giganter, da hele stjernen er en konvektions zoneone, og den vil ikke udvikle en degenereret heliumkerne med en skal brændende brint., I stedet vil hydrogenfusion fortsætte, indtil næsten hele stjernen er helium.

lidt mere massive stjerner udvider sig til røde giganter, men deres heliumkerner er ikke massive nok til at nå de temperaturer, der kræves til heliumfusion, så de aldrig når spidsen af den røde gigantiske gren. Når brintskallen er færdig, bevæger disse stjerner sig direkte væk fra den røde kæmpegren som en post-asymptotisk-kæmpegren (AGB) stjerne, men ved lavere lysstyrke, for at blive en hvid dværg. En stjerne med en indledende masse omkring 0.,6 M will vil være i stand til at nå temperaturer, der er høje nok til at smelte helium, og disse “mellemstore” stjerner går videre til yderligere udviklingsstadier ud over den røde gigantiske gren.

Mid-størrelse starsEdit

Stjerner på omkring 0,6 til 10 M☉ røde kæmpestjerner, der er store ikke-main-sekvens stjerner af stjernernes klassificering K eller M. Red giants ligger langs den højre kant af Hertzsprung–Russell diagram på grund af deres røde farve og stor lysstyrke., Som eksempler kan nævnes Aldebaran i stjernebilledet Taurus og Arcturus i stjernebilledet Botestes.

mellemstore stjerner er røde kæmpestjerner i to forskellige faser af deres post-main-sekvens evolution: rød-giant-filial stjerner, med inert kerner lavet af helium og brint-at brænde skaller, og asymptotiske-giant-filial stjerner, med inert kerner lavet af carbon og helium-at brænde skaller inde i brint-at brænde skaller. Mellem disse to faser tilbringer stjerner en periode på den vandrette gren med en helium-fusionerende kerne., Mange af disse helium-fusionerende stjerner klynger sig mod den kølige ende af den vandrette gren som K-type giganter og kaldes røde klumpgiganter.

Subgiant faseedit

Når en stjerne udtømmer brintet i sin kerne, forlader den hovedsekvensen og begynder at smelte brint i en skal uden for kernen. Kernen stiger i masse, da skallen producerer mere helium., Afhængig af heliumkernens masse fortsætter dette i flere millioner til et eller to milliarder år, med stjernen ekspanderende og afkøling ved en lignende eller lidt lavere lysstyrke til dens hovedsekvenstilstand. Til sidst bliver enten kernen degenereret, i stjerner omkring Solens masse, eller de ydre lag afkøles tilstrækkeligt til at blive uigennemsigtige, i mere massive stjerner. Enten af disse ændringer får brintskallen til at stige i temperatur og stjernens lysstyrke til at stige, hvorefter stjernen udvides til den røde gigantiske gren.,

red-giant-branch phaseEdit

de ekspanderende ydre lag af stjernen er konvektive, hvor materialet blandes af turbulens fra nær fusionsområderne op til stjernens overflade. For alle undtagen stjerner med den laveste masse har det smeltede materiale været dybt inde i stjernens indre før dette punkt, så den konvektive konvolut gør fusionsprodukter synlige på stjernens overflade for første gang., På dette udviklingsstadium er resultaterne subtile, med de største effekter, ændringer i isotoperne af hydrogen og helium, der ikke kan observeres. Virkningerne af CNO-cyklussen vises ved overfladen under den første mudring, med lavere 12C/13C-forhold og ændrede andele af kulstof og nitrogen. Disse kan påvises med spektroskopi og er blevet målt for mange udviklede stjerner.

heliumkernen vokser fortsat på den røde gigantiske gren., Det er ikke længere i termisk ligevægt, hverken degenereret eller over Schoenberg-Chandrasekhar-grænsen, så det stiger i temperatur, hvilket får fusionshastigheden i brintskallen til at stige. Stjernen øges i lysstyrke mod spidsen af den rød-gigantiske gren. Røde gigantiske grenstjerner med en degenereret heliumkerne når alle spidsen med meget lignende kernemasser og meget lignende luminositeter, skønt de mere massive af de røde giganter bliver varme nok til at antænde heliumfusion inden dette punkt.,

Horisontale branchEdit

I helium kerner af stjerner i den 0.6-2.0 solens masse udvalg, der i høj grad understøttes af elektron degeneration pres, helium fusion vil antænde på en tidsskala af dage i en helium flash. I nondegenerate-kernerne fra mere massive stjerner forekommer tændingen af heliumfusion relativt langsomt uden flash., Kernekraften frigivet under heliumblit .en er meget stor, i størrelsesordenen 108 gange solens lysstyrke i et par dage og 1011 gange solens lysstyrke (omtrent lysstyrken i Mælkevejsgalaksen) i nogle få sekunder. Energien forbruges imidlertid ved den termiske udvidelse af den oprindeligt degenererede kerne og kan således ikke ses uden for stjernen. På grund af udvidelsen af kernen sænkes hydrogenfusion i de overliggende lag, og den samlede energiproduktion falder., Stjernen trækker sig sammen, skønt ikke helt til hovedsekvensen, og den migrerer til den vandrette gren på Hert .sprung–Russell-diagrammet, gradvist krymper i radius og øger dens overfladetemperatur.

Core helium flash stjerner udvikler sig til den røde ende af den vandrette gren, men ikke flytter til højere temperaturer, før de får en degenereret kulstof og ilt kerne og start helium shell brændende. Disse stjerner ses ofte som en rød klump af stjerner i farvestørrelsesdiagrammet for en klynge, varmere og mindre lysende end de røde giganter., Tungere stjerner med større helium kerner, der bevæger sig langs den vandrette gren til højere temperaturer, nogle bliver ustabil pulserende stjerner i den gule ustabilitet strip (RR Lyrae variabler), der henviser til, at nogle bliver endnu varmere, og der kan dannes en blå hale eller blå krog til vandret gren. Morfologien for den vandrette gren afhænger af parametre som metallicitet, alder, og heliumindhold, men de nøjagtige detaljer modelleres stadig.,

asymptotisk-kæmpe-gren faseedit

efter at en stjerne har indtaget helium i kernen, fortsætter brint-og heliumfusion i skaller omkring en varm kerne af kulstof og ilt. Stjernen følger den asymptotiske gigantgren på Hert .sprung-Russell-diagrammet, parallelt med den oprindelige røde gigantudvikling, men med endnu hurtigere energiproduktion (som varer i kortere tid). Selvom helium bliver brændt i en skal, produceres størstedelen af energien ved brintforbrænding i en skal længere væk fra stjernens kerne., Helium fra disse brintforbrændende skaller falder mod midten af stjernen, og med jævne mellemrum øges energiproduktionen fra heliumskallen dramatisk. Dette er kendt som en termisk puls, og de forekommer mod slutningen af den asymptotiske-kæmpe-gren fase, nogle gange endda ind i den post-asymptotiske-kæmpe-gren fase. Afhængig af masse og sammensætning kan der være flere til hundreder af termiske impulser.

Der er en fase på opstigningen af den asymptotiske-gigantiske gren, hvor en dyb konvektiv zoneone dannes og kan bringe kulstof fra kernen til overfladen., Dette er kendt som den anden mudder op, og i nogle stjerner kan der endda være en tredje mudder op. På denne måde dannes en kulstofstjerne, meget seje og stærkt rødmede stjerner, der viser stærke kulstoflinjer i deres spektre. En proces kendt som varm bundforbrænding kan omdanne kulstof til ilt og nitrogen, før det kan mudres til overfladen, og interaktionen mellem disse processer bestemmer de observerede luminositeter og spektre af kulstofstjerner i især klynger.,

en Anden velkendt klasse af asymptotiske-giant-filial stjerner er Mira variabler, der pulserer med veldefinerede perioder af snesevis til hundredvis af dage og store amplituder på op til omkring 10 størrelser (i det visuelle, samlede lysudsendelse, ændringer af et meget mindre beløb). I mere massive stjerner bliver stjernerne mere lysende, og pulsationsperioden er længere, hvilket fører til forbedret massetab, og stjernerne bliver stærkt skjult ved visuelle bølgelængder. Disse stjerner kan observeres som OH / IR stjerner, pulserende i infrarød og viser OH maser aktivitet., Disse stjerner er klart iltrige, i modsætning til kulstofstjernerne, men begge skal produceres af mudder.

Post-AGBEdit

Disse mid-range stjerner i sidste ende nå ud til spidsen af den asymptotiske-giant-gren og løber tør for brændstof for shell brændende., De er ikke tilstrækkeligt massive til at starte fuldskala carbon fusion, så de trækker sig sammen igen og går gennem en periode med post-asymptotisk kæmpe gren superindind for at producere en planetarisk tåge med en ekstremt varm central stjerne. Den centrale stjerne afkøles derefter til en hvid dværg. Den udstødte gas er relativt rig på tunge elementer skabt i stjernen og kan især være ilt eller kulstof beriget, afhængigt af stjernens type. Gassen opbygges i en ekspanderende skal kaldet en circumstellar kuvert og afkøles, når den bevæger sig væk fra stjernen, så støvpartikler og molekyler kan dannes., Med den høje infrarøde energiindgang fra den centrale stjerne dannes ideelle forhold i disse circumstellare konvolutter til maser-e .citation.

det er muligt, at termiske impulser produceres, når udviklingen efter den asymptotiske gigantgren er begyndt, hvilket producerer en række usædvanlige og dårligt forståede stjerner kendt som genfødte asymptotiske gigantiske grenstjerner. Disse kan resultere i ekstreme vandret-gren stjerner (subdararf B stjerner), brint mangel post-asymptotiske-giant-gren stjerner, variable planetariske tåge centrale stjerner, og R Coronae Borealis variabler.,

Massive starsEdit

I tunge stjerner, kernen er allerede store nok ved påbegyndelsen af brint brændende skal der helium tænding vil ske før electron degeneration pres har en chance for at blive udbredt. Når disse stjerner udvides og afkøles, lyser de således ikke så dramatisk som stjerner med lavere masse; imidlertid, de var mere lysende på hovedsekvensen, og de udvikler sig til meget lysende supergianter., Deres kerner bliver massive nok til, at de ikke kan forsørge sig selv ved elektrondegeneration og til sidst vil kollapse for at producere en neutronstjerne eller sort hul.

Supergiant evolutionEdit

Meget massive stjerner (mere end ca 40 M☉), som er meget lyse, og dermed har meget kraftige stjernevinde, mister masse, så hurtigt på grund af stråling pres, at de har tendens til at fratage deres egne kuverter, før de kan vokse til at blive røde superkæmper, og dermed bevare ekstremt høje overfladetemperaturer (og blå-hvid farve) fra deres main-sekvens tid og fremefter., De største stjerner i den nuværende generation er omkring 100-150 m because, fordi de ydre lag ville blive udvist af den ekstreme stråling. Selv om den er lavere for lette stjerner, er der normalt ikke brænde fra deres ydre lag, der er så hurtigt, de kan ligeledes undgå at blive røde giganter eller røde superkæmper, hvis de er i binære systemer, tæt nok til, at kammerat stjerne strimler ud for den konvolut, efterhånden som den vokser, eller hvis de roterer hurtigt nok, så konvektion strækker sig hele vejen fra kernen til overfladen, hvilket resulterer i mangel af en separat core og kuvert på grund af grundig blanding.,

kernen af en massiv stjerne, der er defineret som regionen tømt for brint, vokser varmere og mere tæt, da det accretes materiale fra fusion af brint uden for kernen. I tilstrækkeligt massive stjerner når kernen temperaturer og tætheder højt nok til at smelte kulstof og tungere elementer via alfa-processen. Ved afslutningen af heliumfusion består kernen i en stjerne primært af kulstof og ilt., I stjerner, der er tungere end omkring 8 m☉, antænder og smelter kulstof til dannelse af neon, natrium og magnesium. Stjerner, der er noget mindre massive, kan delvis antænde kulstof, men er ikke i stand til fuldt ud at smelte kulstoffet, før elektrondegeneration sætter ind, og disse stjerner vil til sidst efterlade en ilt-neon-magnesium hvid dværg.

den nøjagtige massegrænse for fuld kulstofforbrænding afhænger af flere faktorer, såsom metallicitet og den detaljerede masse, der går tabt på den asymptotiske gigantiske gren, men er cirka 8-9 m☉. Efter kulstofforbrænding er afsluttet, når kernen i disse stjerner omkring 2.,5 m☉ og bliver varm nok til tungere elementer til at smelte. Før ilt begynder at smelte, begynder neon at fange elektroner, der udløser neonforbrænding. 8-12 m☉, denne proces er ustabil og skaber løbsk fusion resulterer i en elektron fange supernova.

i mere massive stjerner fortsætter fusionen af neon uden en løbende deflagration. Dette efterfølges igen af fuldstændig iltforbrænding og siliciumforbrænding, der producerer en kerne, der stort set består af jern-topelementer. Omkring kernen er skaller af lettere elementer, der stadig gennemgår fusion., Tidsplanen for fuldstændig fusion af en kulstofkerne til en jernkerne er så kort, bare et par hundrede år, at stjernens ydre lag ikke er i stand til at reagere, og stjernens udseende er stort set uændret. Jernkernen vokser, indtil den når en effektiv Chandrasekhar-masse, højere end den formelle Chandrasekhar-masse på grund af forskellige korrektioner for de relativistiske effekter, entropi, opladning, og den omgivende konvolut. Den effektive Chandrasekhar masse for en jernkerne varierer fra omkring 1,34 m☉ i de mindst massive røde supergiants til mere end 1,8 m.i mere massive stjerner., Når denne masse er nået, begynder elektroner at blive fanget i jern-topkernerne, og kernen bliver ikke i stand til at støtte sig selv. Kernen kollapser, og stjernen ødelægges, enten i en supernova eller direkte sammenbrud til et sort hul.,

SupernovaEdit

Når kernen af en massiv stjerne kollapser, vil det danne en neutronstjerne, eller i tilfælde af kerner, der overstiger den Tolman-Oppenheimer-Steamboat grænse, et sort hul. Gennem en proces, der ikke er helt forstået, omdannes noget af den tyngdepotentielle energi, der frigives ved dette kernekollaps, til en supernova af type IB, type IC eller type II., Det er kendt, at kerne-kollaps producerer en massiv bølge af neutrinoer, som er observeret med supernovaen SN 1987A. Den ekstremt energiske neutrinoer fragment nogle kerner, nogle af deres energi, der er forbrugt i at slippe nucleons, herunder neutroner, og nogle af deres energi omdannes til varme og kinetisk energi, og dermed forstærke de chok-bølge i gang med rebound af nogle af de infalling materiale fra sammenbruddet af kernen. Elektronindfangning i meget tætte dele af det inficerende stof kan producere yderligere neutroner., Fordi noget af det rebounding stof bombarderes af neutronerne, fanger nogle af dets kerner dem, hvilket skaber et spektrum af tungere end jernmateriale, herunder de radioaktive elementer op til (og sandsynligvis ud over) uran., Selv om ikke-eksploderer i røde giganter kan producere betydelige mængder af grundstoffer, der er tungere end jern ved hjælp af neutroner udgivet i side bivirkninger af tidligere nukleare reaktioner, den overflod af grundstoffer, der er tungere end jern (og i særdeleshed af visse isotoper af elementer, der har flere stabil eller langlivede isotoper), produceret i sådanne reaktioner er helt forskellig fra den, der produceres i en supernova., Hverken overflod alene matcher det, der findes i solsystemet, så både supernovaer og udstødning af elementer fra røde giganter kræves for at forklare den observerede overflod af tunge elementer og isotoper deraf.

den energi, der overføres fra sammenbrud af kernen til reboundingmateriale, genererer ikke kun tunge elementer, men sørger for deres acceleration langt ud over flugthastigheden, hvilket forårsager en type IB, type IC eller type II supernova., Den nuværende forståelse af denne energioverførsel er stadig ikke tilfredsstillende; selvom de nuværende computermodeller af type Ib, type IC og type II supernovaer tegner sig for en del af energioverførslen, er de ikke i stand til at redegøre for tilstrækkelig energioverførsel til at producere den observerede udstødning af materiale. Neutrino-svingninger kan dog spille en vigtig rolle i energioverførselsproblemet, da de ikke kun påvirker den energi, der er tilgængelig i en bestemt smag af neutrinoer, men også gennem andre generelle relativistiske virkninger på neutrinoer.,

Nogle beviser erfaringer fra analyse af masse og orbitale parametre af binære neutronstjerner (som kræver, at to sådanne supernovaer) antyder, at sammenbruddet af en ilt-neon-magnesium core kan producere en supernova, der adskiller sig observably (på andre måder end størrelsen) fra en supernova, der produceres af sammenbruddet af en jernkerne.

de mest massive stjerner, der findes i dag, kan blive fuldstændig ødelagt af en supernova med en energi, der i høj grad overstiger dens gravitationsbindende energi. Denne sjældne begivenhed, forårsaget af par-ustabilitet, efterlader ingen sorte hulrester., I universets tidligere historie var nogle stjerner endnu større end de største, der findes i dag, og de ville straks kollapse i et sort hul i slutningen af deres liv på grund af fotodisintegration.