Tähtien kehitys

Lopulta tähti core pakoputkia sen tarjontaa vetyä ja tähti alkaa kehittyä pois, suurin järjestyksessä., Ilman ulkoisen säteilyn paine syntyy fuusio, vety torjumaan painovoima ydin sopimuksia, kunnes joko electron degeneraatio paine tulee riittävästi vastustaa painovoimaa tai ydin tulee tarpeeksi kuuma (noin 100 MK) helium fuusio alkaa. Mikä näistä tapahtuu ensin riippuu tähden massasta.

Alhainen-massa starsEdit

Mitä tapahtuu, kun low-massa tähden lakkaa tuottaa energiaa fuusio ei ole suoraan havaittu, maailmankaikkeus on noin 13.,8 miljardia vuotta vanha, joka on vähemmän aikaa (useita kertaluokkia, joissakin tapauksissa) kuin se kestää fusion lopettamaan tällaiset tähdet.

Viime astrophysical mallit viittaavat siihen, että punaiset kääpiöt 0,1 M☉ voi pysyä pääsarjan jonkin kuudesta kahteentoista miljardia vuotta, kasvaa vähitellen sekä lämpötila ja kirkkaus, ja kestää useita satoja miljardia vuotta enemmän romahtaa, hitaasti, tulee valkoinen kääpiö. Tällaisista tähdistä ei tule punaisia jättiläisiä, sillä koko tähti on konvektiovyöhyke eikä se kehitä degeneroitunutta heliumydintä, jonka kuori polttaa vetyä., Sen sijaan vetyfuusio etenee, kunnes lähes koko tähti on heliumia.

Hieman enemmän massiivinen tähdet eivät laajentua punainen jättiläisiä, mutta niiden helium-ytimet ovat ei massiivinen tarpeeksi päästä lämpötilojen helium fuusio, jotta he eivät koskaan saavuttamaan kärki punainen jättiläinen haara. Kun vety shell polttaminen on valmis, nämä tähdet siirtyä suoraan pois punainen jättiläinen haara, kuten post-asymptoottinen-jättiläinen-haara (AGB) tähti, mutta pienempi kirkkaus, tulee valkoinen kääpiö. Tähti, jonka alkumassa on noin 0.,6 M☉ voi saavuttaa lämpötila riittävän korkea sulake helium, ja nämä ”mid-size” tähdet mennä pidemmälle vaiheissa evoluutio kuin punainen jättiläinen haara.

Mid-size starsEdit

Tähdet noin 0.6–10 M☉ tullut punaisia jättiläisiä, jotka ovat suuria kuin pääsarjan tähdet tähtien luokittelu K tai M. Punaiset jättiläiset sijaitsevat pitkin oikeaan reunaan Hertzsprung–Russellin-diagrammi, koska niiden punainen väri ja suuri kirkkaus., Esimerkkejä ovat Aldebaran Tauruksen tähdistössä ja Arcturus Boötesin tähdistössä.

Mid-size-tähdet ovat punaisia jättiläisiä aikana kaksi eri vaihetta ja niiden post-main-sekvenssin kehitys: punainen jättiläinen-haara tähdet, inertit hylsyt valmistettu heliumia ja vetyä polttava kuoret, ja asymptoottinen-jättiläinen-haara tähdet, inertit hylsyt on valmistettu hiili-ja helium-polttava kuoret sisällä vetyä polttava kuoret. Näiden kahden vaiheen välissä tähdet viettävät aikaa horisontaalisella oksalla heliumia sulattavalla ytimellä., Monet näistä helium-sulakkeen tähdet klusterin kohti viileä lopussa vaakasuora haara kuin K-tyypin jättiläisiä ja kutsutaan punainen tallustella jättiläisiä.

Subgiant phaseEdit

Kun tähti pakoputkia vetyä sen ydin, se jättää pääsarjan ja alkaa sulake vety kuori ytimen ulkopuolella. Ytimen massa kasvaa kuoren tuottaessa lisää heliumia., Riippuen massan helium ydin, tämä jatkuu useita miljoonaa yhden tai kaksi miljardia vuotta, tähti laajenee ja jäähdytys samalla tai hieman pienempi kirkkaus sen pääsarjan valtion. Lopulta joko ydin tulee rappeutua, tähdet ympäri auringon massa, tai uloimmat kerrokset jäähtyä riittävästi tullut läpinäkymätön, enemmän massiivinen tähteä. Joko nämä muutokset aiheuttavat vedyn shell lisätä lämpötila ja valoisuus tähti lisätä, missä vaiheessa tähti laajenee päälle punainen jättiläinen haara.,

Punainen jättiläinen-haara phaseEdit

laajentaa uloimmat kerrokset tähti ovat konvektiivisen, jossa materiaali on sekoittaa turbulenssia lähellä sulakkeen alueilla pintaan tähti. Kaikille, mutta alin-massa tähdet, sulatettu materiaali on pysynyt syvällä tähtien sisätilojen ennen tätä, joten convecting kirjekuori tekee fusion tuotteiden näkyvissä tähden pintaan ensimmäistä kertaa., Evoluution tässä vaiheessa tulokset ovat hienovaraisia, ja suurimmat vaikutukset, muutokset vedyn ja heliumin isotooppeihin, joita ei voi havaita. Vaikutukset CNO-sykli näkyvät pinnalla ensimmäisen dredge-up, ja alemman 12C/13C tunnusluvut ja muuttaa mittasuhteet hiiltä ja typpeä. Nämä ovat havaittavissa spektroskopialla, ja niitä on mitattu monille kehittyneille tähdille.

heliumydin jatkaa kasvuaan punaisella jättiläishaaralla., Se ei ole enää terminen tasapaino, joko rappeutunut tai yläpuolella Schönberg-Chandrasekharin raja, niin se lämpötilan nousu, joka aiheuttaa määrä fusion vedyn shell lisätä. Tähti kasvaa luminositeettina kohti punajättiläisen haaran kärkeä. Punainen jättiläinen haara tähtiä rappeutua helium ydin kaikki reach-kärjen kanssa hyvin samankaltainen core massat ja hyvin samanlainen luminosities, vaikka enemmän massiivinen punainen jättiläisiä tullut tarpeeksi kuuma sytyttää helium fuusio ennen, että kohta.,

Vaaka branchEdit

helium ytimet tähdet 0,6 2,0 auringon massa-alue, joka on suurelta osin tukevat electron degeneraatio paine, helium fuusio tulee syttyvät ajassa päivää helium flash. Massiivisempien tähtien nondegeneraattisydämissä heliumfuusion syttyminen tapahtuu suhteellisen hitaasti ilman välähdystä., Ydinvoima vapautuu helium flash on erittäin suuri, jotta 108 kertaa Auringon kirkkaus muutaman päivän ja 1011 kertaa Auringon kirkkaus (noin kirkkaus Linnunradan) muutaman sekunnin ajan. Energiaa kuluttaa kuitenkin alun perin degeneroituneen ytimen lämpölaajeneminen, eikä sitä siten voi nähdä tähden ulkopuolelta. Ytimen laajenemisen vuoksi vetyfuusio pintakerroksissa hidastuu ja kokonaisenergian tuottaminen vähenee., Tähti sopimuksia, vaikka ei ole aina tärkein sekvenssi, ja se siirtyy vaaka-haara Hertzsprung–Russellin kaavio, vähitellen kutistuu säteen ja lisää sen pinnan lämpötila.

Core helium flash tähdet kehittyvät punainen pää vaakasuora haara, mutta ei siirtyä korkeampia lämpötiloja ennen kuin he saavat rappeutua hiili-happi-core ja aloittaa helium shell polttaminen. Nämä tähdet havaitaan usein punaisena tähtenä ryppään värisuurekaaviossa, kuumempana ja vähemmän valovoimaisena kuin punaiset jättiläiset., Suurempi massa tähtiä suurempi helium ytimet liikkuvat vaaka-haara korkeampia lämpötiloja, jotkut yhä epävakaa sykkivä tähdet keltainen epävakaus nauhat (RR Lyrae-muuttujia), kun taas jotkut tulevat jopa kuumempi ja voi muodostaa sinistä hännän tai sininen koukku vaaka-haara. Horisontaalisen haaran morfologia riippuu parametreista, kuten metallisuudesta, iästä ja heliumpitoisuudesta, mutta tarkkoja yksityiskohtia mallinnetaan edelleen.,

Asymptoottinen-jättiläinen-haara phaseEdit

sen Jälkeen, kun tähti on kulutettu helium ydin, vety ja helium fuusio jatkuu kuoret noin kuuma ydin hiilen ja hapen. Tähti seuraa asymptoottinen jättiläinen haara Hertzsprung–Russellin kaavio, jota voi verrata alkuperäinen punainen jättiläinen kehitys, mutta vielä nopeammin energian tuotanto (joka kestää lyhyemmän aikaa). Vaikka heliumia poltetaan kuoressa, suurin osa energiasta tuotetaan vedyllä, joka palaa kuoressa kauempana tähden ytimestä., Helium näistä vetyä polttamalla kuoret laskee kohti keskustaa tähti ja ajoittain energiatuotannon helium kuori kasvaa dramaattisesti. Tätä kutsutaan terminen pulssi ja ne tapahtuvat loppua kohti asymptoottinen-jättiläinen-haara vaiheessa, joskus jopa osaksi post-asymptoottinen-jättiläinen-haara vaihe. Massasta ja koostumuksesta riippuen lämpöpulsseja voi olla useita tai satoja.

Siellä on vaihe, nousu asymptoottinen-jättiläinen-haara, jossa syvä konvektiivinen vyöhyke muodostaa ja voi tuoda hiiltä ytimestä pintaan., Tämä tunnetaan toisena ruoppana ylös, ja joissakin tähdissä voi olla jopa kolmas ruoppaus ylös. Näin muodostuu hiilitähti, jonka spektrissä näkyvät erittäin viileät ja voimakkaasti punertavat tähdet osoittavat voimakkaita hiililinjoja. Prosessi tunnetaan kuuma pohjaan palamista voi muuntaa hiilidioksidia hapeksi ja typpeä, ennen kuin se voidaan ruopattu pintaan, ja näiden välinen vuorovaikutus prosesseja määrittää havaittu luminosities ja spectra hiilen tähdet erityisesti klustereita.,

Toinen tunnettu luokan asymptoottinen-jättiläinen-haara tähdet on Mira muuttujia, jotka sykkivät kanssa hyvin määritelty aikaa kymmenistä satoihin päivää ja suuret amplitudit jopa noin 10 suuruudet (visuaalinen, yhteensä kirkkaus muuttuu paljon pienempi määrä). Enemmän-massiiviset tähdet tähdet tullut enemmän valoisa ja lyönti on pidempi, joka parantaa massan menetys, ja tähdet tulla voimakkaasti peitettynä klo aallonpituudet. Nämä tähdet voidaan havaita OH/IR tähdet, sykkivä infra-punainen ja osoittaa VOI maser toimintaa., Nämä tähdet ovat selvästi happipitoisia toisin kuin hiilitähdet, mutta molemmat on tuotettava ruoppaamalla.

Post-AGBEdit

Nämä keskitason tähdet lopulta saavuttaa kärki asymptoottinen-jättiläinen-haara ja loppuu polttoaine shell polttaminen., Ne eivät ole riittävän massiivinen aloittaa täyden mittakaavan hiilen fuusio, niin ne supistuvat jälleen menossa läpi ajan post-asymptoottinen-jättiläinen-haara superwind tuottaa tähtisumun kanssa erittäin kuuma keski-tähti. Tämän jälkeen keskustähti jäähtyy valkoiseksi kääpiöksi. Karkottaa kaasu on suhteellisen runsaasti raskaita alkuaineita luotu sisällä tähden, ja voi olla erityisen hapen tai hiilidioksidin rikastettu, riippuen tähti. Kaasu kerääntyy laajenevaan kuoreen, jota kutsutaan aihetodistekuoreksi, ja jäähtyy siirtyessään pois tähdestä, jolloin muodostuu pölyhiukkasia ja molekyylejä., Korkea infrapuna energiaa keski-star, ihanteelliset olosuhteet muodostuvat näissä circumstellar kirjekuoret maser heräte.

on mahdollista, termiset pulssit tuotetaan kerran post-asymptoottinen-jättiläinen-haara kehitys on alkanut tuottaa erilaisia epätavallinen ja huonosti tunnettua tähteä kuin uudestisyntynyt asymptoottinen-jättiläinen-haara tähteä. Nämä voivat johtaa äärimmäisissä vaaka-haara tähteä (subdwarf B-tähteä), vety puutteellinen post-asymptoottinen-jättiläinen-haara tähdet, muuttuja planetaarinen sumu keski-tähteä, ja R Coronae Borealis muuttujia.,

Massiivinen starsEdit

massiivisia tähtiä, ydin on jo tarpeeksi suuri alkaessa vetyä polttava kuori, joka helium sytytys tapahtuu ennen electron degeneraatio paine on mahdollisuus tulla yleistä. Niinpä, kun nämä tähdet laajentua ja jäähtyä, ne eivät kirkastaa yhtä dramaattisesti kuin alempi-massa tähdet; ne olivat kuitenkin enemmän valoisa tärkeimmistä järjestyksessä ja ne kehittyvät erittäin valoisa supergiants., Niiden ytimistä tulee sen verran massiivisia, että ne eivät pysty elättämään itseään elektronien degeneraatiolla ja lopulta romahtavat tuottaakseen neutronitähden tai mustan aukon.

Supergiant evolutionEdit

Erittäin massiiviset tähdet (enemmän kuin noin 40 M☉), jotka ovat erittäin valoisa ja siten on hyvin nopea stellar tuulet, menettää massa niin nopeasti, koska säteilyn paine, että heillä on tapana riisua omia kirjekuoria, ennen kuin he voivat laajentaa tullut punainen supergiants, ja siten säilyttää erittäin korkea pinnan lämpötila (sininen ja valkoinen väri) niiden pääsarjan lähtien., Suurin tähdet nykyisen sukupolven ovat noin 100-150 M☉, koska uloimmat kerrokset olisi karkottaa extreme-säteilyä. Vaikka alempi-massa tähdet eivät yleensä polttaa pois uloimmat kerrokset niin nopeasti, ne voivat myös välttää tulossa punainen jättiläisiä tai punainen supergiants, jos ne ovat binary järjestelmiä tarpeeksi lähellä niin, että kumppani tähti nauhat pois kirjekuoren, koska se laajenee, tai jos ne pyörivät riittävän nopeasti niin, että konvektio ulottuu aina ytimestä pintaan, jolloin ilman erillistä ydin ja kuori, koska perusteellinen sekoittaminen.,

ydin massiivinen tähti, joka määritellään alueen uhanalaisia vetyä, kasvaa kuumempi ja enemmän tiheä kuin se accretes materiaalista, fuusio ja vety-ytimen ulkopuolella. Riittävän massiivisia tähtiä, ydin saavuttaa lämpötiloja ja tiheyksiä tarpeeksi korkea sulake hiilen ja raskaampia elementtejä kautta alpha prosessi. Heliumfuusion lopussa tähden ydin koostuu pääasiassa hiilestä ja hapesta., Noin 8 m☉ painavissa tähdissä hiili syttyy ja sulautuu muodostaen neonia, natriumia ja magnesiumia. Tähdet hieman vähemmän massiivinen voi osittain sytyttää hiiltä, mutta eivät pysty täysin fuse carbon ennen electron degeneraatio sarjaa, ja nämä tähdet lopulta jättää happi-neon-magnesium valkoinen kääpiö.

tarkka massa raja täynnä hiiltä polttava riippuu useista tekijöistä, kuten metallicity ja yksityiskohtaiset massa menetti asymptoottinen jättiläinen haara, mutta on noin 8-9 M☉. Kun hiilenpoltto on valmis, näiden tähtien ydin saavuttaa noin 2.,5 m☉ ja tulee tarpeeksi kuuma raskaammille alkuaineille sulautua. Ennen kuin happi alkaa sulautua, neon alkaa kaapata elektroneja, jotka laukaisevat neonpolton. Erilaisia tähtiä noin 8-12 M☉, tämä prosessi on epävakaa ja luo runaway fusion jolloin elektroni kaapata supernova.

massiivisemmissa tähdissä neonin fuusio etenee ilman karannutta deflagraatiota. Tämän jälkeen puolestaan täydellinen hapen polttaminen ja pii polttava, tuottaa ydin, joka koostuu pääosin rauta-huippu-elementtejä. Ytimen ympärillä on yhä fuusioitumassa olevien kevyempien alkuaineiden kuoria., Aikataulu täydellinen fuusio carbon core silitysrauta ydin on niin lyhyt, vain muutama sata vuotta, että uloimmat kerrokset tähden eivät kykene reagoimaan ja ulkonäkö tähti on pitkälti ennallaan. Silitysrauta ydin kasvaa, kunnes se saavuttaa tehokas Chandrasekharin massa, korkeampi kuin muodollinen Chandrasekharin massa, koska eri oikaisut relativistic vaikutukset, entropia, maksu, ja ympäröivän kirjekuori. Tehokas Chandrasekharin massa silitysrauta core vaihtelee noin 1.34 M☉ vähiten massiivinen punainen supergiants yli 1,8 M☉ enemmän massiiviset tähdet., Kun tämä massa on saavutettu, elektronit alkavat olla kiinni osaksi rauta-peak ytimet ja ytimen tulee voi tukea itse. Ydin romahtaa ja tähti tuhoutuu joko Supernovassa tai suorassa romahduksessa mustaan aukkoon.,

SupernovaEdit

Kun ydin massiivinen tähti luhistuu, se muodostaa neutronitähti, tai jos ytimet, jotka ylittävät Tolman-Oppenheimer-Volkoffin raja, musta aukko. Läpi prosessin, että ei ole täysin selvää, jotkut painovoiman potentiaalienergia vapautuu tämä ydin romahtaa muunnetaan Tyypin Ib, Tyyppi Ic, tai Tyypin II supernova., Se on tiedossa, että ydin romahtaa tuottaa massiivinen aalto neutriinot, kuten havaittu supernova SN 1987A. Erittäin energinen neutriinot fragmentti jotkut ytimet; joitakin niiden energiaa kuluu vapauttaa nucleons, kuten neutronien, ja osa niiden energiasta muuttuu lämmöksi ja liike-energia, mikä kohensi paineaalto alkoi rebound joitakin infalling materiaalia romahdus ydin. Elektronisieppaus erittäin tiheissä infallaatioaineen osissa voi tuottaa lisää neutroneja., Koska osa kiihtyvän asia on pommitetaan neutroneilla, jotkut sen ytimet vangita heitä, luoda kirjo ilmaa raskaampaa rautaa materiaalia, mukaan lukien radioaktiivisten alkuaineiden jopa (ja todennäköisesti sen jälkeen) uraania., Vaikka ei-räjähtävä punainen jättiläisiä voi tuottaa merkittäviä määriä elementit raskaampaa kuin rauta käyttäen neutroneja vapautuu puolella reaktioita aiemmin, ydinreaktiot, runsaasti elementit raskaampaa kuin rautaa (ja erityisesti tiettyjen isotooppien elementtejä, jotka ovat useita stabiileja tai pitkäikäisiä isotooppeja), joka on tuotettu tällaisia reaktioita on varsin erilainen kuin tuotettu supernova., Kumpikaan runsaasti yksin vastaa, että löysi Aurinkokunnan, joten molemmat supernovat ja poisto elementtejä punaisesta jättiläiset ovat velvollisia selittämään havaittu runsaasti raskaita alkuaineita ja isotooppeja viipymättä.

energiaa siirretään romahdus ydin kiihtyvän materiaali ei vain tuottaa raskaita elementtejä, mutta tarjoaa niiden kiihtyvyys hyvin kuin pakonopeus, mikä aiheuttaa Tyypin Ib, Tyyppi Ic, tai Tyypin II supernova., Nykyinen käsitys tämän energian siirtoa ei ole vielä tyydyttävä, vaikka nykyinen tietokone malleja Tyyppi B, Tyyppi Ic, ja Tyypin II supernovat osuus osa energian siirron, he eivät voi osuus on tarpeeksi energiaa siirto tuottaa havaittu poisto materiaalia. Kuitenkin, neutrino heilahtelut voivat olla tärkeä rooli energian siirto ongelma, koska ne ei vaikuta vain energiaa saatavilla erityinen maku neutriinot mutta myös muut yleiset-relativistic vaikutukset neutriinot.,

– Jonkin verran näyttöä on saatu analyysi massan ja kiertoradan parametrien binary neutroni tähdet (jotka vaativat kaksi tällaista supernovat) vihjaa, että romahdus happi-neon-magnesium ydin voi tuottaa supernova, joka poikkeaa havaittavasti (muulla tavoin kuin koko) alkaen supernova tuottama romahtaminen silitysrauta ydin.

massiivisimmat tähdet, joita nykyään on, saattavat tuhoutua täysin Supernovassa, jonka energia ylittää suuresti sen gravitaatiosidosenergian. Tämä parin epävakauden aiheuttama harvinainen tapahtuma ei jätä jälkeensä mustan aukon jäännöstä., Aikaisemmin universumin historiassa, jotkut tähdet olivat jopa suurempi kuin suurin, joka on olemassa tänään, ja he olisivat heti romahtaa mustaan aukkoon lopussa elämänsä, koska photodisintegration.