Csillagfejlődés

végül a csillag magja kimeríti hidrogénkészletét, és a csillag elkezd fejlődni a fő szekvenciából., A hidrogén fúziója által generált külső sugárzási nyomás nélkül, hogy ellensúlyozza a gravitációs erőt, a mag összehúzódik, amíg az elektron degenerációs nyomása elegendő lesz a gravitáció ellen, vagy a mag elég forró lesz (körülbelül 100 MK) A hélium fúziójának megkezdéséhez. Ezek közül melyik történik először a csillag tömegétől függ.

alacsony tömegű csillagokszerkesztés

mi történik, miután egy alacsony tömegű csillag megszűnik energiát termelni a fúzió révén nem figyeltek meg közvetlenül; az univerzum körülbelül 13.,8 milliárd éves, ami kevesebb idő (több nagyságrenddel, egyes esetekben), mint amennyibe a fúzió megszűnik az ilyen csillagokban.

Utolsó asztrofizikai modellek azt sugallják, hogy a vörös törpék a 0,1 M☉ lehet, hogy marad a fő sorozat egy hat-tizenkét milliárd év alatt, fokozatosan növekvő, mind a hőmérséklet, mind a fényerő, valamint több száz milliárd év alatt több összeomlik, lassan, egy fehér törpe. Az ilyen csillagok nem lesznek vörös óriások, mivel az egész csillag konvekciós zóna, és nem alakul ki egy degenerált héliummag, amelynek héja égető hidrogént tartalmaz., Ehelyett a hidrogénfúzió addig folytatódik, amíg szinte az egész csillag hélium.

valamivel masszívabb csillagok vörös óriásokra bontakoznak ki, de héliummagjaik nem elég masszívak ahhoz, hogy elérjék a héliumfúzióhoz szükséges hőmérsékletet, így soha nem érik el a vörös óriáság csúcsát. Amikor a hidrogénhéj égése befejeződik, ezek a csillagok közvetlenül a vörös óriás ágról mozognak, mint egy poszt-aszimptotikus-óriás-ág (AGB) csillag, de alacsonyabb fényesség mellett, hogy fehér törpévé váljanak. Egy csillag, amelynek kezdeti tömege körülbelül 0.,Az 6 m☉ képes lesz elérni a hélium elég magas hőmérsékletét, és ezek a “közepes méretű” csillagok az evolúció további szakaszaiba lépnek a vörös óriás ágon túl.

Közepes méretű starsEdit

Csillagok nagyjából 0.6–10 M☉ vált vörös óriások, melyek nagy nem-fő-sorozat csillaga csillag besorolás K, vagy a M. Vörös óriások hazugság végig a jobb szélén a Hertzsprung–Russell diagram miatt a vörös színű, nagy fényerő., Ilyenek például az Aldebaran a Taurus és az Arcturus csillagképben a Boötes csillagképben.

Közepes méretű csillag, vagy vörös óriások során két különböző fázisaiban a post-fő-sorozat evolúció: piros-hatalmas-ág csillagok, inert mag készült hélium, illetve a hidrogén-égő kagyló, valamint aszimptotikus-hatalmas-ág csillagok, inert magok a szén -, illetve a hélium-égő kagyló belsejében a hidrogén-égő kagyló. E két fázis között a csillagok egy időszakot töltenek a vízszintes ágon hélium-fixáló maggal., Ezek közül a hélium-fusing csillagok közül sok a vízszintes ág hűvös vége felé K-típusú óriásként klasztereződik, és vörös klaszter óriásoknak nevezik őket.

Subgiant phaseEdit

amikor egy csillag kimeríti a hidrogént a magjában, elhagyja a fő szekvenciát, és a magon kívüli héjban kezdi el a hidrogént megolvasztani. A mag tömege növekszik, mivel a héj több héliumot termel., A héliummag tömegétől függően ez több millió-egy vagy két milliárd évig folytatódik, a csillag a fő szekvencia állapotához hasonló vagy kissé alacsonyabb fényerővel bővül és hűl. Végül vagy a mag degenerálódik, a Nap tömege körüli csillagokban, vagy a külső rétegek elég hűvösek ahhoz, hogy átlátszatlanná váljanak, masszívabb csillagokban. Ezek közül a változások közül bármelyik a hidrogénhéj hőmérséklet-emelkedését és a csillag fényerejének növekedését okozza, ekkor a csillag kitágul a vörös óriáságra.,

Red-giant-branch phaseEdit

a csillag táguló külső rétegei konvektívek, az anyagot turbulencia keveri össze a fusing régiók közelében a csillag felszínéig. A legkisebb tömegű csillagok kivételével az olvasztott anyag mélyen maradt a csillag belsejében ezen a ponton, így a konvekciós boríték először láthatóvá teszi a fúziós termékeket a csillag felszínén., Az evolúció ezen szakaszában az eredmények finomak, a legnagyobb hatással a hidrogén és a hélium izotópjai változatlanok. A CNO-ciklus hatásai az első kotrás során jelennek meg a felszínen, alacsonyabb 12C/13C arányokkal, valamint megváltozott szén-és nitrogén arányokkal. Ezek spektroszkópiával detektálhatóak, és számos fejlett csillag esetében mérték őket.

a héliummag tovább növekszik a vörös óriás ágon., Már nincs termikus egyensúlyban, vagy degenerálódik, vagy meghaladja a Schönberg-Chandrasekhar határértéket, így növekszik a hőmérséklet, ami a hidrogénhéjban a fúzió sebességét növeli. A csillag fényereje növekszik a vörös-óriás ág csúcsa felé. Vörös óriás ág csillagok, egy degenerált hélium mag minden elérni a tipp nagyon hasonló core tömegek nagyon hasonló luminosities, bár a hatalmas, a vörös óriások lesz elég forró ahhoz, hogy gyullad hélium fúzió előtt a pont előtt.,

Vízszintes branchEdit

a hélium mag, a csillagok, a 0.6 2.0 napenergia tömeges tartomány, ami nagymértékben támogatja elektron a romlottság nyomás, hélium fúzió meggyullad egy időn nap egy hélium flash. A masszívabb csillagok nondegenerate magjaiban a héliumfúzió gyújtása viszonylag lassan, vaku nélkül történik., A héliumvillanás során felszabaduló nukleáris energia nagyon nagy, a nap fényerejének 108-szorosa néhány napig, 1011-szerese a nap fényerejének (nagyjából a Tejútrendszer fényessége) néhány másodpercig. Az energiát azonban az eredetileg degenerált mag hőtágulása fogyasztja, így a csillagon kívülről nem látható. A mag tágulása miatt a felszín alatti rétegekben a hidrogénfúzió lelassul, a teljes energiatermelés csökken., A csillag összehúzódik, bár nem egészen a fő szekvenciáig, és a Hertzsprung–Russell diagram vízszintes ágára vándorol, fokozatosan csökken a sugárban, és növeli a felületi hőmérsékletét.

A Maghélium villogócsillagok a vízszintes ág vörös végébe fejlődnek, de nem vándorolnak magasabb hőmérsékletre, mielőtt egy degenerált szén-oxigén maghoz jutnak, és elkezdik a héliumhéj égését. Ezeket a csillagokat gyakran megfigyelik, mint a csillagok vörös csomóját a klaszter szín-magnitúdó diagramjában, melegebb és kevésbé fényes, mint a vörös óriások., Nagyobb tömegű csillagok nagyobb hélium mag mozognak a vízszintes ág magasabb a hőmérséklet, néhány instabil pulzáló csillagok, a sárga instabilitás szalag (RR Lyrae változók), mivel egyes egyre forróbb, valamint formájában egy kék farok vagy kék hook, hogy a vízszintes ág. A vízszintes ág morfológiája olyan paraméterektől függ, mint a metallicitás, az életkor és a héliumtartalom, de a pontos részleteket még mindig modellezik.,

Aszimptotikus-hatalmas-ág phaseEdit

Miután egy csillag fogyasztott a hélium a mag, hidrogén, hélium fúzió folytatódik a kagyló körül egy forró lényege a szén-oxigén. A csillag a Hertzsprung–Russell diagramon követi az aszimptotikus óriáságat, párhuzamosan az eredeti vörös óriás evolúcióval, de még gyorsabb energiatermeléssel (amely rövidebb ideig tart). Bár a héliumot héjban égetik, az energia nagy részét a csillag magjától távolabb lévő héjban égő hidrogén termeli., Ezekből a hidrogénégető héjakból származó hélium a csillag közepe felé esik, időnként a héliumhéj energiatermelése drámaian megnő. Ezt termikus impulzusnak nevezik, és az aszimptotikus-óriás-ág fázis vége felé fordulnak elő, néha még a poszt-aszimptotikus-óriás-ág fázisba is. Tömegétől és összetételétől függően több-száz hőimpulzus is lehet.

van egy fázis az aszimptotikus-óriás-ág felemelkedésében, ahol mély konvektív zóna alakul ki, amely a magból szenet hozhat a felszínre., Ezt nevezik a második kotrásnak, egyes csillagokban akár egy harmadik kotró is lehet. Így alakul ki egy széncsillag, nagyon hűvös és erősen kivörösödött csillagok, amelyek erős szénvonalakat mutatnak a spektrumukban. A forró fenékégetésnek nevezett eljárás a szenet oxigénné és nitrogénné alakíthatja át, mielőtt az a felszínre kerülne, és az ezen folyamatok közötti kölcsönhatás meghatározza a széncsillagok megfigyelt fényességét és spektrumát, különösen a klasztereket.,

az aszimptotikus-óriás-Ági csillagok egy másik jól ismert osztálya a Mira változók, amelyek jól meghatározott tíz-száz napos időszakokkal pulzálnak, és nagy amplitúdók körülbelül 10 magnitúdóig (a vizuális, teljes fényesség sokkal kisebb mértékben változik). A nagyobb tömegű csillagokban a csillagok fényesebbé válnak, a pulzációs periódus pedig hosszabb, ami fokozott tömegveszteséghez vezet, és a csillagok vizuális hullámhosszon erősen elhomályosodnak. Ezek a csillagok OH/IR csillagokként figyelhetők meg, amelyek az infravörös tartományban pulzálnak, és OH maser aktivitást mutatnak., Ezek a csillagok egyértelműen oxigénben gazdagok, ellentétben a széncsillagokkal, de mindkettőt kotrógépekkel kell előállítani.

Post-AGBEdit

Ezek a középkategória csillagok, végül eléri a csúcsát, a aszimptotikus-hatalmas-ág, majd elfogy az üzemanyag a shell égő., Nem elég masszívak ahhoz, hogy teljes körű szénfúziót kezdjenek, ezért újra összehúzódnak, egy poszt-aszimptotikus-óriás-ágú szuperszél időszakán keresztül, hogy egy rendkívül forró központi csillaggal rendelkező bolygóköd keletkezzen. A központi csillag ezután lehűl egy fehér törpére. A kiömlött gáz viszonylag gazdag a csillag belsejében létrehozott nehéz elemekben, és a csillag típusától függően különösen oxigénnel vagy szénnel dúsított lehet. A gáz egy táguló héjban, úgynevezett közvetett borítékban halmozódik fel és lehűl, amint távolodik a csillagtól, lehetővé téve a porrészecskék és molekulák képződését., A központi csillag magas infravörös energiabevitelével ideális körülmények alakulnak ki ezekben a közvetett borítékokban a maser gerjesztéshez.

lehetséges, Hogy termikus impulzusokat előállítani egyszer utáni aszimptotikus-hatalmas-ág evolúció elkezdődött, termelő különböző szokatlan, nehezen érthető csillagok néven újjászületett aszimptotikus-hatalmas-ág csillagok. Ezek extrém vízszintes ágú csillagokat (subdwarf B csillagok), hidrogénhiányos posztimptotikus-óriáságú csillagokat, változó bolygóközi köd központi csillagokat és R Coronae Borealis változókat eredményezhetnek.,

Hatalmas starsEdit

A hatalmas csillagok, a mag már elég nagy a kezdete a hidrogén égési shell hélium gyújtás fog bekövetkezni, mielőtt elektron a romlottság nyomás van egy esélyt, hogy legyen elterjedt. Így amikor ezek a csillagok kitágulnak és lehűlnek, nem ragyognak olyan drámaian, mint az alacsonyabb tömegű csillagok; azonban a fő szekvencián fényesebbek voltak, és rendkívül fényes szuperóriákká fejlődtek., Magjaik elég masszívak lesznek ahhoz, hogy ne tudják magukat elektron degenerációval támogatni, és végül összeomlanak, hogy neutroncsillagot vagy fekete lyukat hozzanak létre.

Szuperóriás evolutionEdit

Rendkívül masszív csillagok (több, mint körülbelül 40 M☉), amelyek nagyon világító, így nagyon gyors napszél, csökken a tömeg, olyan gyorsan miatt sugárzási nyomás, hogy általában a szalag le a saját boríték előtt bontsa ki, hogy lesz piros supergiants, így megtartja a rendkívül magas felületi hőmérséklet (kék-fehér színű) a fő-sorozat kezdve., A jelenlegi generáció legnagyobb csillagai körülbelül 100-150 M☉, mert a külső rétegeket a szélsőséges sugárzás kiszorítja. Bár kisebb tömegű csillagok általában nem égnek le a külső rétegek olyan gyorsan, ők is hasonlóképpen ne váljanak vörös óriások, vagy vörös supergiants, ha a bináris rendszerek elég közel ahhoz, hogy a csillaga, csík le a borítékot, mint bővül, vagy ha forgassa el elég gyorsan, így konvekciós kiterjeszti egészen a core a felszínre, ami hiányában külön-core, valamint a boríték miatt, alapos keverés.,

A magja egy hatalmas csillag, meghatározott, mint a régió kimerült a hidrogén, nő, egyre sűrűbb, mint accretes anyagot a fúziós a hidrogén kívül a mag. A kellően masszív csillagokban a mag eléri a hőmérsékletet és a sűrűséget, ami elég magas ahhoz, hogy az alfa-folyamaton keresztül szén-és nehezebb elemeket olvasszon össze. A héliumfúzió végén egy csillag magja elsősorban szénből és oxigénből áll., A körülbelül 8 m☉ – nél nehezebb csillagokban a szén neont, nátriumot és magnéziumot képez. A valamivel kisebb tömegű csillagok részben meggyújthatják a szenet, de nem képesek teljes mértékben megolvasztani a szenet, mielőtt az elektron degeneráció beáll, és ezek a csillagok végül oxigén-neon-magnézium fehér törpét hagynak.

a teljes szénégetés pontos tömegkorlátozása több tényezőtől függ, mint például a metallicitás és az aszimptotikus óriáságon elvesztett részletes tömeg, de körülbelül 8-9 M☉. A szénégetés befejezése után ezeknek a csillagoknak a magja eléri a 2-et.,5 m☉ és elég meleg lesz ahhoz, hogy a nehezebb elemek megolvadjanak. Mielőtt az oxigén megolvadna, a neon elkezdi elfogni az elektronokat, amelyek neonégést váltanak ki. A körülbelül 8-12 M☉ tömegű csillagok esetében ez a folyamat instabil, és egy elektron-elfogó szupernóva létrejöttét eredményezi.

masszívabb csillagokban a neon fúziója elszabadult deflagráció nélkül folytatódik. Ezt követi a teljes oxigénégetés és a szilíciumégetés, amely nagyrészt vascsúcs elemekből álló magot hoz létre. A mag körül vannak a könnyebb elemek kagylói, amelyek még mindig fúzió alatt állnak., A szénmagnak a vasmaghoz való teljes fúziójának időtartama olyan rövid, mindössze néhány száz év, hogy a csillag külső rétegei nem képesek reagálni, és a csillag megjelenése nagyrészt változatlan. A vasmag addig növekszik, amíg el nem éri a hatékony Chandrasekhar tömegét, amely magasabb, mint a formális Chandrasekhar tömeg, a relativisztikus hatások, az entrópia, a töltés és a környező boríték különböző korrekciói miatt. A vasmag hatékony Chandrasekhar tömege körülbelül 1, 34 m☉ a legkevésbé masszív vörös szupergiánsokban több mint 1, 8 M☉ – re változik a masszívabb csillagokban., Amint elérjük ezt a tömeget, az elektronok elkezdenek befogni a vascsúcs magokba, és a mag képtelenné válik arra, hogy magát támogassa. A mag összeomlik, és a csillag megsemmisül, akár szupernóva, akár Közvetlen összeomlás egy fekete lyukba.,

SupernovaEdit

Ha a mag egy hatalmas csillag összeomlik, akkor neutroncsillaggá, vagy abban az esetben, ha a magok, amelyek meghaladják a Tolman-Oppenheimer-Volkoff határ, egy fekete lyuk. Egy nem teljesen ismert folyamaton keresztül a mag összeomlása által felszabaduló gravitációs potenciális energia egy része Ib, Ic típusú vagy II típusú szupernóvává alakul., Köztudott, hogy a mag összeomlása termel egy hatalmas túlfeszültség neutrínók, amint azt a supernova SN 1987A. a rendkívül energikus neutrínók fragmentum egyes magok; néhány energia fogyasztják felszabadító nukleonok, beleértve a neutronokat, és néhány energiájuk átalakul hő és kinetikus energia, így fokozza a lökéshullám kezdődött rebound néhány infalling anyag összeomlása a mag. Az elektron befogása az infalláló anyag nagyon sűrű részeiben további neutronokat eredményezhet., Mivel az újjáéledő számít bombázzák a neutronok, a magok elfogni őket, ami egy spektrumát nehezebb, mint a vas anyag, beleértve a radioaktív elemek fel, hogy (valószínűleg túl) urán., Bár nem robbanó vörös óriások képes jelentős mennyiségű elemek nehezebb, mint vas a neutronok megjelent mellékreakciókat a korábbi nukleáris reakciók, a rengeteg elemek nehezebb, mint a vas (különösen az egyes izotópok elemek, amelyek több stabil vagy hosszú életű izotópok) készített ilyen reakciók egészen más, mint az előállított egy szupernóva., Sem a bőség önmagában megegyezik a Naprendszerben található, így mind a szupernóvák, mind a vörös óriásokból származó elemek kilökése szükséges a nehéz elemek és izotópok megfigyelt bőségének magyarázatához.

a mag összeomlásától a visszapattanó anyagig átvitt energia nemcsak nehéz elemeket generál, hanem jóval meghaladja a menekülési sebességet, ezáltal Ib, IC típusú vagy II típusú szupernóva keletkezik., Ennek az energiaátadásnak a jelenlegi megértése még mindig nem kielégítő; bár az IB, Ic típusú és II típusú szupernóvák az energiaátvitel egy részét teszik ki, nem képesek elegendő energiaátadást elszámolni az anyag megfigyelt kilökődéséhez. A neutrínó rezgések azonban fontos szerepet játszhatnak az energiaátviteli problémában, mivel nemcsak a neutrínók egy adott ízében rendelkezésre álló energiát befolyásolják, hanem a neutrínókra gyakorolt egyéb általános relativisztikus hatások révén is.,

a bináris neutroncsillagok (amelyek két ilyen szupernóvát igényelnek) tömeg-és orbitális paramétereinek elemzéséből származó egyes bizonyítékok arra utalnak, hogy az oxigén-neon-magnézium mag összeomlása olyan szupernóvát eredményezhet, amely megfigyelhető (a mérettől eltérő módon) eltér a vasmag összeomlása által termelt szupernóvától.

a ma létező legnagyobb tömegű csillagokat teljesen elpusztíthatja egy szupernóva, amelynek energiája jelentősen meghaladja a gravitációs kötési energiáját. Ez a ritka esemény, amelyet a pár instabilitása okoz,nem hagy fekete lyuk maradékot., Az univerzum korábbi történetében egyes csillagok még nagyobbak voltak, mint a ma létező legnagyobbak, és életük végén azonnal egy fekete lyukba zuhantak, a fotodiszintegráció miatt.