Stellar evolusjon

til Slutt star ‘ s core eksos sin tilførsel av hydrogen og stjernen begynner å utvikle seg av hovedserien., Uten ytre stråling trykket generert av fusjon av hydrogen til å motvirke tyngdekraften kjernen kontrakter til enten electron degenererthet trykket blir tilstrekkelig til å motsette seg tyngdekraften eller kjernen blir varmt nok (rundt 100 MK) for helium fusion til å begynne. Hvilke av disse som skjer først, avhenger av stjernens masse.

Lav masse starsEdit

Hva skjer etter et lav-masse-stjerners slutter å produsere energi ved fusjon har ikke vært direkte observert; universet er rundt 13.,8 milliarder år gammelt, noe som er mindre tid (av flere størrelsesordener, i noen tilfeller) enn det tar for fusion å slutte i slike stjerner.

Nylig astrofysiske modeller tyder på at røde dverger på 0,1 M☉ kan bo på de viktigste rekkefølge for rundt seks til tolv milliarder år, gradvis økende i både temperatur og klarhet, og ta flere hundre milliarder år mer med å kollapse, sakte men sikkert, inn i en hvit dverg. Slike stjerner vil ikke bli røde kjemper som hele star er en konveksjon sone, og det vil ikke utvikle en degenerert helium i kjernen med en shell-brenner hydrogen., I stedet, hydrogen fusjon vil fortsette til nesten hele star er helium.

Litt mer massive stjerner gjøre utvide til røde kjemper, men deres helium-kjerner er ikke massive nok til å nå temperaturer som kreves for helium fusion, slik at de aldri nå toppen av red giant gren. Når hydrogen shell brennende ferdig, disse stjernene gå direkte av red giant gren som en post-asymptotiske-giant-gren (AGB) stjerners, men ved lavere lysstyrke, til å bli en hvit dverg. En stjerne med en innledende masse om 0.,6 M☉ vil være i stand til å nå temperaturer høy nok til sikring helium, og disse «mellomstore» stars gå videre til ytterligere stadier av utviklingen utover den røde giganten gren.

mellomstore starsEdit

Stjerner på ca 0.6–10 M☉ bli røde kjemper, som er stor non-main-sekvens stjerner av stellar klassifisering K eller M. Røde kjemper ligger langs den høyre kanten av Hertzsprung–Russell diagrammet på grunn av sin røde farge og stor glød., Eksempler på dette er Aldebaran i stjernebildet Tyren og Arcturus i stjernebildet Boötes.

mellomstore stjerner er røde kjemper i to forskjellige faser av sitt post-main-sekvens evolusjon: rød kjempe-gren stjerner, med stabile kjerner laget av helium og hydrogen-brenning skjell, og asymptotiske-giant-gren stjerner, med stabile kjerner laget av karbon og helium-brenning skjell inne i hydrogen-brenning skjell. Mellom disse to fasene, stjerner tilbringe en periode på horisontal gren med en helium-sikring kjerne., Mange av disse helium-sikring stjerner klyngen mot den kjølige slutten av den horisontale gren som K-type kjemper og er referert til som røde clump gigantene.

Subgiant phaseEdit

Når en stjerne eksos hydrogen i kjernen, er det etterlater den viktigste rekkefølge og begynner å fusjonere hydrogen i et skall utenfor kjernen. Kjernen øker i masse som skallet produserer mer helium., Avhengig av massen til helium i kjernen, fortsetter dette for flere millioner kroner til en eller to milliarder år, med stjerners utvide og kjøling på en lignende eller litt lavere lysstyrke til sin viktigste sekvens staten. Til slutt enten kjernen blir degenerert, i stjernene rundt massen til solen, eller ytre lag kule nok til å bli uklar, og i mer massive stjerner. Noen av disse endringene føre til at hydrogen shell til økning i temperatur og lysstyrke på stjernen for å øke, på hvilket tidspunkt stjerners utvider på den røde giganten gren.,

Rød kjempe-gren phaseEdit

Den voksende ytre lagene av stjernen er konvektiv, med det materialet som blir blandet av turbulens i nærheten av festes regioner opp til overflaten av stjernen. For alle, men den lavest masse stjerner, smeltet materiale har vært dypt inne i stellar interiør før dette tidspunkt, så den convecting konvolutt gjør fusion produkter synlig på star overflate for første gang., På dette stadiet av utviklingen, resultatet er subtile, med de største effekter, endringer til isotoper av hydrogen og helium, blir ikke observerbare. Effekten av BIKKE syklus vises på overflaten i løpet av de første mudre opp, og med lavere 12C/13C forholdstall og endrede proporsjoner av karbon og nitrogen. Disse er synlig med spektroskopi og har blitt målt for mange utviklet seg stjerner.

helium core fortsetter å vokse på den røde giganten gren., Det er ikke lenger er i termisk likevekt, enten degenerert eller over Schoenberg-Chandrasekhar limit, så det øker i temperatur som fører til at frekvensen av fusjon i shell hydrogen til å øke. Stjernen øker i lysstyrke mot tuppen av rød kjempe gren. Red giant gren stjerner med en degenerert helium i kjernen alle nå tipset med svært lignende core massene og svært lik luminosities, selv om de mest massive av de røde gigantene bli varm nok til å antenne helium fusion før det punktet.,

Horisontal branchEdit

I helium-kjerner av stjerner i den 0.6 å 2.0 solar masse utvalg, som i stor grad støttes av electron degenererthet press, helium fusjon vil tenne på en tidsskala dager i en helium flash. I nondegenerate kjerner av flere store stjerner, antennelse av helium fusjon skjer relativt sakte uten blits., Den kjernekraft utgitt i løpet av helium flash er veldig stort, på ordre fra 108 ganger lysstyrken til Sola for et par dager og 1011 ganger lysstyrken til Solen (omtrent glød av melkeveien) for et par sekunder. Imidlertid, den energi som blir brukt av termisk ekspansjon av de i utgangspunktet utarte core og dermed ikke kan sees fra utsiden stjernen. På grunn av utvidelsen av kjernen, hydrogen fusjon i overliggende lag bremser og totale kraftproduksjonen reduseres., Star kontrakter, selv om det ikke hele veien til hovedserien, og den overfører til den horisontale gren på Hertzsprung–Russell diagrammet, gradvis minkende i radius og øke sin overflate temperatur.

Core helium flash stjerner utvikle seg til den røde enden av den horisontale gren, men ikke migrere til høyere temperaturer før de får en degenerert karbon og oksygen core og start helium shell brenning. Disse stjernene er ofte observert som en rød klump med stjerner i farge-størrelse diagrammet av en klynge, varmere og mindre lys enn de røde gigantene., Høyere masse stjerner med større helium-kjerner bevege seg langs den horisontale gren til høyere temperaturer, noen blir ustabil pulserende stjerner i den gule ustabilitet strip (RR Lyrae variable), mens noen blir enda varmere og kan danne en blå hale eller blå kroken til den horisontale gren. Den morfologi av den horisontale gren avhenger av parametere som metallicity, alder og helium innhold, men de nøyaktige detaljene er fortsatt bli modellert.,

Asymptotiske-giant-gren phaseEdit

Når en stjerne har spist helium i kjernen, hydrogen og helium fusion fortsetter i skall rundt en varm kjerne av karbon og oksygen. Stjernen følger den asymptotiske gigantiske gren på Hertzsprung–Russell diagrammet, parallelt med originale red giant evolusjon, men med enda raskere energi (som varer kortere tid). Selv om helium blir brent i et skall, mesteparten av energien er produsert av hydrogen brenner i et skall lenger fra kjernen av stjernen., Helium fra disse hydrogen brenner skjell faller mot sentrum av stjernen og med jevne mellomrom energi ut fra helium shell øker dramatisk. Dette er kjent som en termisk puls og de oppstår mot slutten av den asymptotiske-giant-gren fase, noen ganger også i post-asymptotiske-giant-gren fase. Avhengig av masse og sammensetning, kan det være flere til hundrevis av termisk pulser.

Det er en fase på oppstigningen av den asymptotiske-giant-gren der en dyp konvektiv sone former og kan bringe karbon fra kjernen til overflaten., Dette er kjent som den andre mudre opp, og i noen stjerner det kan også være en tredje mudre opp. På denne måten et karbon-stjerners dannes, veldig kul og sterkt rødmet stjerner som viser sterk karbon linjer i sine spektra. En prosess som er kjent som hot bunnen brenning kan konvertere karbondioksid til oksygen og nitrogen før det kan bli mudret opp til overflaten, og samspillet mellom disse prosessene bestemmer observert luminosities og spektra av karbon stjerner i bestemte klynger.,

en Annen kjent klasse av asymptotiske-giant-gren stjerner er Mira variabler, som pulserer med godt definerte perioder av titalls til hundrevis av dager, og store amplituder opp til ca 10 storleikar (i det visuelle, total lysmengde endringer av en mye mindre mengde). I mer-massive stjerner stjernene bli mer fleksibel, og pulsering perioden er lengre, noe som fører til forbedret masse tap, og stjernene er blitt sterkt redusert på visuell bølgelengder. Disse stjernene kan observeres som OH/IR stjerner, pulserende i infra-rød og viser OH maser aktivitet., Disse stjernene er klart oksygenrikt, i motsetning til carbon stjerner, men begge må være produsert ved å mudre ups.

Post-AGBEdit

Disse mid-range stjerner til slutt nå frem til tuppen av den asymptotiske-giant-gren og kjører ut av drivstoff for shell-brenning., De er ikke tilstrekkelig massiv å starte full-skala karbon fusion, slik at de kontrakt på nytt, går gjennom en periode av post-asymptotiske-giant-gren superwind å produsere en planetariske tåken med en svært varm sentrale stjernen. Den sentrale stjernen deretter kjøler til en hvit dverg. Den utvist gass er relativt rik på tunge elementer som er opprettet i stjernen, og kan være spesielt oksygen eller anriket karbon, avhengig av stjernen. Gassen bygger seg opp i en ekspanderende shell kalles en circumstellar konvolutt og kjøler når det beveger seg bort fra stjernen, slik at støv, partikler og molekyler for å danne., Med høy infrarød energi innspill fra den sentrale stjernen, ideelle forhold er dannet i disse circumstellar konvolutter for maser eksitasjon.

Det er mulig for termisk pulser til å bli produsert når post-asymptotiske-giant-gren evolusjonen har begynt å produsere en rekke uvanlige og dårlig forstått stjerner kjent som født på ny asymptotiske-giant-gren stjerner. Disse kan resultere i ekstrem horisontal-gren stjerner (subdwarf B stjerner), hydrogen mangelfull post-asymptotiske-giant-gren stjerner, variabel planetariske tåken sentrale stjerner, og R Coronae Borealis variabler.,

Massive starsEdit

I massive stjerner, kjernen er allerede stor nok ved utbruddet av hydrogen brenner skall som helium antenning vil skje før electron degenererthet trykket har en sjanse til å bli utbredt. Dermed, når disse stjernene utvide og kule, de gjør ikke lyse som dramatisk lavere-masse stjerner, men de var mer skinnende på de viktigste rekkefølge, og de utvikler seg til svært lysende supergiants., Deres kjerner bli massive nok til at de ikke kan forsørge seg selv ved electron degenererthet, og vil til slutt kollapse til å produsere et nøytron stjerne eller sort hull.

Supergiant evolutionEdit

Svært massive stjerner (mer enn ca 40 M☉), som er svært fleksibel, og dermed har svært rask stjernevinder, mister masse så raskt på grunn av stråling press at de har en tendens til å kle av sine egne konvolutter før de kan utvide til å bli røde supergiants, og dermed beholde ekstremt høye overflatetemperaturer (og blå-hvit farge) fra sine viktigste-sekvens tid fremover., Den største stjerner i dagens generasjon er ca 100-150 M☉ fordi de ytre lagene ville bli utvist av ekstrem stråling. Selv om lavere-masse stjerner normalt ikke brenne av sine ytre lag så raskt, de kan likeledes unngå å bli røde kjemper eller rød supergiants hvis de er i binære systemer nær nok, slik at ledsager stjerners strimler av konvolutten som det utvider seg, eller om de roterer raskt nok, slik at konveksjon strekker seg hele veien fra kjernen til overflaten, noe som resulterer i mangel av en egen kjerne og konvolutt på grunn av grundig blanding.,

kjernen av en massiv stjerne, definert som regionen utarmet av hydrogen, vokser varmere og mer tett som det accretes materiale fra fusjon av hydrogen utenfor kjernen. I tilstrekkelig massive stjerner, kjernen når temperaturen og tettheten er høy nok til å fusjonere karbon og tyngre elementer via alfa prosessen. På slutten av helium fusion, kjernen av en stjerne består hovedsakelig av karbon og oksygen., I stjerner tyngre enn ca 8 M☉ karbon tenner og sikringer for å danne neon, natrium og magnesium. Stjernene noe mindre massive kan delvis tenne karbon, men er ikke i stand til fullt ut å fusjonere karbon før electron degenererthet sett i, og disse stjernene vil til slutt forlate en oksygen-neon-magnesium hvit dverg.

nøyaktig masse grense for full carbon brennende avhenger av flere faktorer som metallicity og detaljert masse tapt på den asymptotiske gigantiske gren, men er ca 8-9 M☉. Etter karbon brenning er fullført, kjernen av disse stjernene kommer om 2.,5 M☉ og blir varmt nok for tyngre elementer til sikring. Før oksygen begynner å fusjonere, neon begynner å ta elektroner som utløser neon brenning. For en rekke stjerner på ca 8-12 M☉, denne prosessen er ustabil og skaper runaway fusion noe som resulterer i en electron capture supernova.

I mer massive stjerner, fusjon av neon fortsetter uten en forrykende deflagration. Dette er fulgt i sving ved å fullføre oksygen brenning og silicon brennende, produsere en kjerne som består i stor grad av jern-peak elementer. Rundt kjernen er skall av lettere elementer fortsatt under fusjon., Tidsskalaen for komplett fusjon av en karbon kjernen til et strykejern core er så kort, bare et par hundre år, som de ytre lagene av stjernen er ute av stand til å reagere og utseendet av stjernen er i stor grad uendret. Jern kjernen vokser inntil det når en effektiv Chandrasekhar masse, høyere enn den formelle Chandrasekhar masse på grunn av ulike korreksjoner for den relativistiske effekter, entropi, lade, og de omkringliggende konvolutt. Den effektive Chandrasekhar masse for et strykejern core varierer fra om 1.34 M☉ i minst massive røde supergiants til mer enn 1,8 M☉ i mer massive stjerner., Når denne massen er nådd, vil elektronene begynner å bli fanget inn i jern-peak kjerner og kjernen blir ute av stand til å støtte seg selv. Kjernen kollapser og stjernen er ødelagt, enten i en supernova eller direkte kollaps til et svart hull.,

SupernovaEdit

Når kjernen av en massiv stjerne kollapser, vil det danne seg et nøytron-stjerners, eller i tilfelle av kjerner som overstiger Tolman-Oppenheimer-Volkoff grensen, i et sort hull. Gjennom en prosess som ikke er helt forstått, noen av gravitasjonsfelt potensiell energi frigjøres ved denne kjernen kollaps er konvertert til en Type Ib, Ic Type eller Type II supernova., Det er kjent at kjernen i kollaps produserer en massiv bølge av neutrinos, som observert med supernova SN 1987A. Den ekstremt energisk neutrinos fragment noen kjerner, noen av deres energi som blir brukt i frigjøre nucleons, inkludert nøytroner, og noen av deres energi er omdannet til varme og kinetisk energi, og dermed en forbedring av sjokkbølgen startet av rebound av noen av de infalling materiale fra sammenbruddet av kjernen. Electron capture-i veldig tett deler av infalling saken kan produsere flere nøytroner., Fordi noen av de rebounding saken er bombardert med nøytroner, noen av sine kjerner ta dem til fange, og skaper et spekter av tyngre enn jern materiale inkludert radioaktive elementer opp til (og sannsynligvis utover) uran., Selv om ikke-eksploderende røde gigantene kan produsere betydelige mengder av grunnstoffer tyngre enn jern ved hjelp av nøytroner som er utgitt i side reaksjoner av tidligere kjernefysiske reaksjoner, overflod av grunnstoffer tyngre enn jern (og i særdeleshet av visse isotoper av elementer som har flere stabil eller langlivede isotoper) er produsert i slike reaksjoner er ganske forskjellig fra den som er produsert i en supernova., Verken overflod alene samsvarer med det som er funnet i solsystemet, slik at begge supernovae og utstøting av elementer fra røde gigantene er nødvendig for å forklare den observerte overflod av tunge grunnstoffer og isotoper av disse.

energien overføres fra kollaps av kjernen til rebounding materiale som ikke bare genererer tunge elementer, men gir for sine anti-godt utover escape velocity, dermed forårsaker en Type Ib, Ic Type eller Type II supernova., Nåværende forståelse av denne energien overføring er fortsatt ikke tilfredsstillende, selv om gjeldende datamaskinen modeller av Type Ib, Ic Type, og Type II supernovae konto for en del av energy transfer, de er ikke i stand til å redegjøre for nok energi overføring for å produsere den observerte utstøting av materialet. Imidlertid, neutrino svingninger kan spille en viktig rolle i energi overføring problem som de ikke bare påvirker den energien som er tilgjengelig i en bestemt smak av neutrinos men også gjennom andre generelle-relativistiske effekter på neutrinos.,

Noen bevis fått fra analyse av masse og orbital parametere av binære nøytron stjerner (som krever to slike supernovae) hint at kollaps av oksygen-neon-magnesium core kan produsere en supernova som skiller seg observably (på andre måter enn size) fra en supernova produsert av sammenbruddet av et strykejern kjerne.

Den mest massive stjernene som finnes i dag kan bli helt ødelagt ved en supernova med en energi i stor grad overstiger dens gravitasjonsfelt bindende energi. Denne sjeldne hendelsen, forårsaket av par-ustabilitet, etterlater ingen svarte hull som er att., I det siste historien til universet, noen stjerner var enda større enn den største som finnes i dag, og de vil umiddelbart skjule inn i et sort hull på slutten av sitt liv, på grunn av photodisintegration.