struktury wewnętrzne gwiazd ciągu głównego, strefy konwekcji z cyklami strzałkowymi i strefy radiacyjne z czerwonymi błyskami. Po lewej czerwony karzeł o małej masie, w centrum żółty karzeł średniej wielkości, a po prawej masywna niebiesko-biała gwiazda ciągu głównego.
w końcu jądro gwiazdy wyczerpuje swój zapas wodoru i gwiazda zaczyna ewoluować od ciągu głównego., Bez zewnętrznego ciśnienia promieniowania generowanego przez fuzję wodoru w celu przeciwdziałania sile grawitacji, jądro kurczy się, dopóki ciśnienie degeneracji elektronów nie stanie się wystarczające do przeciwstawienia się grawitacji lub jądro stanie się wystarczająco gorące (około 100 MK), aby rozpocząć fuzję helu. To, który z nich nastąpi pierwszy, zależy od masy Gwiazdy.
Gwiazdy o małej masie
to, co dzieje się po tym, jak gwiazda o małej masie przestaje wytwarzać energię w wyniku fuzji, nie zostało bezpośrednio zaobserwowane; wszechświat ma około 13.,8 miliardów lat, co jest mniej czasu (w niektórych przypadkach o kilka rzędów wielkości) niż potrzeba, aby fuzja ustała w takich gwiazdach.
najnowsze modele Astrofizyczne sugerują, że czerwone karły o masie 0,1 M☉ mogą pozostać w ciągu głównym przez około sześć do dwunastu bilionów lat, stopniowo wzrastając zarówno pod względem temperatury,jak i jasności. Takie gwiazdy nie staną się czerwonymi olbrzymami, ponieważ cała gwiazda jest strefą konwekcyjną i nie rozwinie zdegenerowanego jądra helu z otoczką spalającą Wodór., Zamiast tego, fuzja wodoru będzie kontynuowana, aż prawie cała gwiazda stanie się helem.
nieco bardziej masywne gwiazdy rozszerzają się w czerwone olbrzymy, ale ich rdzenie helu nie są wystarczająco masywne, aby osiągnąć temperaturę wymaganą do syntezy helu, więc nigdy nie docierają do wierzchołka gałęzi czerwonego olbrzyma. Kiedy kończy się spalanie powłoki wodorowej, Gwiazdy te poruszają się bezpośrednio od gałęzi czerwonego olbrzyma, jak gwiazda po asymptotycznej gałęzi olbrzymiego (AGB), ale przy mniejszej jasności, stając się białym karłem. Gwiazda o początkowej masie około 0.,6 M☉ będzie w stanie osiągnąć temperaturę na tyle wysoką, by stopić hel, a te „średniej wielkości” Gwiazdy przechodzą do dalszych etapów ewolucji poza rozgałęzieniem czerwonego olbrzyma.
Gwiazdy średniej wielkościedytuj
Tor ewolucyjny masy słonecznej, metaliczności słonecznej, Gwiazdy od ciągu głównego do post-AGB
Gwiazdy około 0,6-10 M become stają się czerwonymi olbrzymami, które są dużymi gwiazdami spoza ciągu głównego o klasyfikacji gwiazdowej K lub M. czerwone olbrzymy leżą wzdłuż prawej krawędzi diagramu Hertzsprunga–Russella ze względu na ich czerwony kolor i dużą jasność., Przykładami są Aldebaran w gwiazdozbiorze Byka i Arcturus w gwiazdozbiorze Boötesa.
Gwiazdy średniej wielkości są czerwonymi olbrzymami podczas dwóch różnych faz ich ewolucji po sekwencji głównej: gwiazdy czerwone-rozgałęzienia olbrzymów, z obojętnymi rdzeniami zbudowanymi z muszli helu i wodoru oraz asymptotyczne-rozgałęzienia olbrzymów, z obojętnymi rdzeniami zbudowanymi z węgla i helu wewnątrz skorupy wodoru. Pomiędzy tymi dwoma fazami Gwiazdy spędzają okres na gałęzi poziomej z jądrem zespolonym helem., Wiele z tych stopionych helem gwiazd gromadzi się w chłodnym końcu poziomej gałęzi jako olbrzymy Typu K i są określane jako czerwone olbrzymy z kępek.
Faza Subdiantaedytuj
gdy gwiazda wyczerpuje wodór w swoim jądrze, opuszcza on sekwencję główną i zaczyna topić wodór w powłoce poza jądrem. Jądro zwiększa masę, gdy powłoka wytwarza więcej helu., W zależności od masy jądra helu, zjawisko to trwa od kilku milionów do dwóch miliardów lat, a gwiazda rozszerza się i ochładza z podobną lub nieco mniejszą jasnością do stanu sekwencji głównej. W końcu jądro staje się zdegenerowane, w gwiazdach wokół masy Słońca, lub zewnętrzne warstwy ochłodzą się na tyle, aby stać się nieprzezroczyste, w bardziej masywnych gwiazdach. Każda z tych zmian powoduje wzrost temperatury powłoki wodorowej i wzrost jasności gwiazdy, w którym to momencie gwiazda rozszerza się na gałąź czerwonego olbrzyma.,
Red-giant-branch phaseEdit
rozszerzające się zewnętrzne warstwy gwiazdy są konwekcyjne, a materiał jest mieszany przez turbulencje z pobliskich obszarów fuzji aż do powierzchni gwiazdy. W przypadku wszystkich gwiazd o najniższej masie, stopiony materiał pozostał głęboko we wnętrzu Gwiazdy przed tym punktem, więc konwekcyjna otoczka sprawia, że produkty fuzyjne są widoczne na powierzchni gwiazdy po raz pierwszy., Na tym etapie ewolucji, wyniki są subtelne, z największymi efektami, zmiany izotopów wodoru i helu, są niewidoczne. Efekty cyklu CNO pojawiają się na powierzchni podczas pierwszego pogłębiania, przy niższych proporcjach 12C/13C i zmienionych proporcjach węgla i azotu. Są one wykrywalne za pomocą spektroskopii i zostały zmierzone dla wielu ewoluujących gwiazd.
jądro helu wciąż rośnie na gałęzi czerwonego olbrzyma., Nie znajduje się już w równowadze termicznej, ani zdegenerowanej, ani powyżej granicy Schoenberga-Chandrasekhara, więc wzrasta temperatura, co powoduje wzrost szybkości fuzji w powłoce wodorowej. Gwiazda zwiększa jasność w kierunku wierzchołka rozgałęzienia czerwonego olbrzyma. Czerwone olbrzymie rozgałęzione Gwiazdy ze zdegenerowanym jądrem helu docierają do wierzchołka o bardzo podobnej masie jądra i bardzo podobnej jasności, chociaż masywniejsze z czerwonych olbrzymów stają się na tyle gorące, że wybuchają fuzją helu przed tym punktem.,
rozgałęzienie Poziomeedit
w jądrach helu gwiazd w zakresie mas Słońca od 0,6 do 2,0, które są w dużej mierze wspierane przez ciśnienie degeneracji elektronów, fuzja helu zapali się w przedziale czasowym dni w błysku helu. W jądrach bardziej masywnych gwiazd zapłon fuzji helu zachodzi stosunkowo powoli, bez błysku., Energia jądrowa uwolniona podczas błysku helu jest bardzo duża, rzędu 108 razy jasności Słońca przez kilka dni i 1011 razy jasności Słońca (w przybliżeniu jasności galaktyki Drogi Mlecznej) przez kilka sekund. Energia ta jest jednak zużywana przez rozszerzalność cieplną początkowo zdegenerowanego jądra i dlatego nie może być widoczna z zewnątrz Gwiazdy. Ze względu na ekspansję rdzenia, fuzja wodoru w warstwach leżących spowalnia, a całkowita produkcja energii maleje., Gwiazda kurczy się, choć nie aż do ciągu głównego, i migruje do poziomej gałęzi na diagramie Hertzsprunga-Russella, stopniowo kurcząc się w promieniu i zwiększając temperaturę swojej powierzchni.
Gwiazdy błyskowe z jądrem helu ewoluują do czerwonego końca gałęzi poziomej, ale nie migrują do wyższych temperatur, zanim nie uzyskają zdegenerowanego jądra węglowo-tlenowego i nie rozpoczną spalania powłoki helu. Gwiazdy te są często obserwowane jako czerwona Kępa gwiazd na diagramie jasności gromady, gorętsza i mniej świecąca niż czerwone olbrzymy., Gwiazdy o większej masie z większymi rdzeniami helowymi poruszają się wzdłuż gałęzi poziomej do wyższych temperatur, niektóre stają się niestabilnymi gwiazdami pulsującymi w żółtym pasie niestabilności (zmienne RR Lyrae), podczas gdy niektóre stają się jeszcze gorętsze i mogą tworzyć niebieski ogon lub niebieski hak do gałęzi poziomej. Morfologia gałęzi poziomej zależy od takich parametrów jak metaliczność, wiek i zawartość helu, ale dokładne szczegóły są nadal modelowane.,
Asymptotic-giant-branch phaseEdit
Po tym, jak gwiazda zużyła Hel w jądrze, fuzja wodoru i helu trwa w skorupach wokół gorącego jądra węgla i tlenu. Gwiazda podąża za asymptotyczną gałęzią olbrzyma na diagramie Hertzsprunga-Russella, analogicznie do pierwotnej ewolucji czerwonego olbrzyma, ale z jeszcze szybszym wytwarzaniem energii (co trwa krócej). Chociaż hel jest spalany w skorupie, większość energii jest wytwarzana przez spalanie wodoru w skorupie znajdującej się dalej od jądra gwiazdy., Hel z tych powłok spalania wodoru spada w kierunku centrum gwiazdy i okresowo energia wyjściowa z powłoki helu dramatycznie wzrasta. Jest to znane jako impulsy termiczne i występują one pod koniec fazy asymptotyczno-olbrzymiej gałęzi, czasami nawet do fazy postsymptotyczno-olbrzymiej gałęzi. W zależności od masy i składu może występować od kilku do setek impulsów termicznych.
jest faza na wzniesieniu asymptotyczno-olbrzymiej gałęzi, w której tworzy się głęboka Strefa konwekcyjna i może doprowadzić węgiel z rdzenia na powierzchnię., Jest to znane jako drugie pogłębianie, a w niektórych gwiazdach może być nawet trzecie pogłębianie. W ten sposób powstaje gwiazda węglowa, bardzo chłodna i silnie zaczerwieniona, wykazująca silne linie węglowe w widmach. Proces znany jako spalanie gorącego DNA może przekształcić węgiel w tlen i azot, zanim będzie mógł zostać wydobyty na powierzchnię, a interakcja między tymi procesami determinuje obserwowaną jasność i widmo gwiazd węglowych w poszczególnych gromadach.,
kolejną znaną klasą gwiazd asymptotyczno-rozgałęzionych jest zmienna Mira, która pulsuje z dobrze zdefiniowanymi okresami od dziesiątek do setek dni i dużymi amplitudami do około 10 magnitud (w wizualnej jasności całkowitej zmienia się znacznie mniej). W bardziej masywnych gwiazdach gwiazdy stają się bardziej jasne, a okres pulsacji jest dłuższy, co prowadzi do zwiększonej utraty masy, a gwiazdy stają się mocno zasłonięte na długości fal wizualnych. Gwiazdy te mogą być obserwowane jako Gwiazdy OH / IR, pulsujące w podczerwieni i wykazujące aktywność OH maser., Gwiazdy te są wyraźnie bogate w tlen, w przeciwieństwie do gwiazd węglowych, ale oba muszą być wytwarzane przez Pogłębiacze.
Post-AGBEdit
te gwiazdy średniej wielkości docierają ostatecznie do wierzchołka Gwiazdy średniej wielkości.asymptotyczny-olbrzymi-rozgałęzia się i kończy paliwo do spalania muszli., Nie są one wystarczająco masywne, aby rozpocząć fuzję węgla na pełną skalę, więc kurczą się ponownie, przechodząc przez okres po asymptotyczno-gigantycznej gałęzi superwind, aby wytworzyć mgławicę planetarną z niezwykle gorącą gwiazdą centralną. Gwiazda Centralna następnie ochładza się do białego karła. Wydalany gaz jest stosunkowo bogaty w ciężkie pierwiastki powstałe w obrębie gwiazdy i może być szczególnie wzbogacony tlenem lub węglem, w zależności od typu Gwiazdy. Gaz gromadzi się w rozszerzającej się powłoce zwanej otoczką okołobiegunową i ochładza się, gdy oddala się od Gwiazdy, umożliwiając tworzenie cząstek pyłu i cząsteczek., Dzięki wysokiej energii podczerwieni dostarczanej przez gwiazdę centralną, w tych obwodowych otoczkach powstają idealne warunki do wzbudzenia Masera.
impulsy termiczne mogą być wytwarzane po rozpoczęciu ewolucji po asymptotycznej-gigantycznej gałęzi, tworząc wiele niezwykłych i słabo poznanych gwiazd znanych jako narodzone na nowo asymptotyczne-gigantyczne gałęzie. Mogą to być Gwiazdy skrajnie poziomo rozgałęzione (Gwiazdy subdwektorowe B), Gwiazdy postsymptotyczne z niedoborem wodoru, Gwiazdy Centralne ze zmienną mgławicą planetarną oraz zmienne r coronae Borealis.,
masywne gwiazdeedit
w masywnych gwiazdach jądro jest już wystarczająco duże na początku powłoki spalania wodoru, że zapłon helu nastąpi przed elektronem.presja degeneracyjna ma szansę stać się powszechna. Tak więc, gdy gwiazdy te rozszerzają się i ochładzają, nie rozjaśniają się tak dramatycznie, jak gwiazdy o mniejszej masie; jednak były bardziej świecące w ciągu głównym i ewoluują do bardzo świetlistych supergigantów., Ich rdzenie stają się na tyle masywne, że nie mogą utrzymać się przez degenerację elektronów i ostatecznie zapadną się, tworząc gwiazdę neutronową lub czarną dziurę.
ewolucja Nadolbrzymaedytuj
ekstremalnie masywne gwiazdy (powyżej około 40 m☉), które są bardzo jasne, a tym samym mają bardzo szybkie wiatry gwiazdowe, tracą masę tak szybko z powodu ciśnienia promieniowania, że mają tendencję do zdejmowania własnych otoczek, zanim będą mogły rozwinąć się w czerwone nadolbrzyma, a tym samym zachowują ekstremalnie wysokie temperatury powierzchni (i niebiesko-biały kolor) od czasu ich głównego ciągu., Największe gwiazdy obecnej generacji mają około 100-150 m☉, ponieważ zewnętrzne warstwy byłyby wydalane przez ekstremalne promieniowanie. Chociaż Gwiazdy o mniejszej masie zwykle nie wypalają swoich zewnętrznych warstw tak szybko, mogą również uniknąć stania się czerwonymi olbrzymami lub czerwonymi nadolbrzymami, jeśli znajdują się w układach podwójnych na tyle blisko, że gwiazda towarzysząca rozbiera obwiednię, gdy się rozszerza, lub jeśli obracają się wystarczająco szybko, aby konwekcja rozciągała się od jądra do powierzchni, co powoduje brak oddzielnego rdzenia i obwiedni z powodu dokładnego wymieszania.,
jądro masywnej gwiazdy, definiowane jako region wyczerpany Wodorem, staje się cieplejsze i gęstsze, gdy akreuje materiał pochodzący z fuzji wodoru poza jądrem. W wystarczająco masywnych gwiazdach, jądro osiąga temperatury i gęstości wystarczająco wysokie, aby stopić węgiel i cięższe pierwiastki w procesie Alfa. Pod koniec fuzji helu, jądro gwiazdy składa się głównie z węgla i tlenu., W gwiazdach cięższych niż około 8 M☉ węgiel zapala się i topi, tworząc neon, sód i magnez. Gwiazdy nieco mniej masywne mogą częściowo zapalić węgiel, ale nie są w stanie w pełni spalić węgla, zanim nastąpi degeneracja elektronów, a Gwiazdy te ostatecznie opuszczą białego karła tlenowo-neonowo-magnezowego.
dokładna granica masy dla pełnego spalania węgla zależy od kilku czynników, takich jak metaliczność i szczegółowa masa tracona na asymptotycznej gałęzi olbrzyma, ale wynosi około 8-9 m☉. Po zakończeniu spalania węgla jądro tych gwiazd osiąga ok.,5 M☉ i staje się wystarczająco gorący, aby cięższe elementy mogły się stopić. Zanim tlen zacznie się topić, neon zaczyna wychwytywać elektrony, które wywołują spalanie neonu. Dla szeregu gwiazd o wielkości około 8-12 M☉ proces ten jest niestabilny i powoduje fuzję, w wyniku której dochodzi do wychwytywania elektronów w supernowej.
w bardziej masywnych gwiazdach fuzja neonu przebiega bez uciekającego deflagracji. Następnie następuje całkowite spalanie tlenu i spalanie krzemu, tworząc rdzeń składający się w dużej mierze z pierwiastków żelazo-szczytowych. Wokół rdzenia znajdują się powłoki lżejszych pierwiastków, które wciąż ulegają fuzji., Czas na całkowite połączenie rdzenia węglowego z żelaznym jest tak krótki, zaledwie kilkaset lat, że zewnętrzne warstwy gwiazdy nie są w stanie zareagować, a wygląd gwiazdy jest w dużej mierze niezmieniony. Żelazny rdzeń rośnie, aż osiągnie efektywną masę Chandrasekhara, wyższą od formalnej masy Chandrasekhara z powodu różnych korekt dla efektów relatywistycznych, entropii, ładunku i otaczającej otoczki. Efektywna Masa Chandrasekhara dla żelaznego jądra waha się od około 1,34 M☉ w najmasywniejszych czerwonych nadolbrzymach do ponad 1,8 m☉ w bardziej masywnych gwiazdach., Po osiągnięciu tej masy elektrony zaczynają być wychwytywane do jąder piku żelaza, a jądro staje się niezdolne do utrzymania się. Jądro zapada się, a gwiazda zostaje zniszczona, albo w supernowej, albo bezpośrednio zapadnie się do czarnej dziury.,
SupernovaEdit
kiedy jądro masywnej gwiazdy zapadnie się, utworzy ona gwiazdę neutronową lub w przypadku rdzeni, które przekraczają granicę Tolmana-Oppenheimera-volkoffa, czarną dziurę. W procesie, który nie jest do końca zrozumiały, część grawitacyjnej energii potencjalnej uwolnionej w wyniku zapadnięcia się jądra jest przekształcana w supernową typu Ib, typu Ic lub typu II., Wiadomo, że zapadanie się jądra powoduje masywny przypływ neutrin, jak zaobserwowano w supernowej SN 1987A. niezwykle energetyczne neutrina fragmentują niektóre jądra, część ich energii jest zużywana w uwalnianiu nukleonów, w tym neutronów, a część ich energii jest przekształcana w ciepło i energię kinetyczną, zwiększając w ten sposób falę uderzeniową zapoczątkowaną przez odbicie części spadającej materii z zapadnięcia się jądra. Wychwytywanie elektronów w bardzo gęstych częściach rozpadającej się materii może wytworzyć dodatkowe neutrony., Z uwagi na fakt, że część materii odbijającej jest bombardowana przez neutrony, niektóre z jej jąder wychwytują je, tworząc widmo cięższych od żelaza materiałów, w tym pierwiastków promieniotwórczych do (i prawdopodobnie poza) uranu., Chociaż nie eksplodujące czerwone olbrzymy mogą wytwarzać znaczne ilości pierwiastków cięższych od żelaza za pomocą neutronów uwalnianych w reakcjach ubocznych wcześniejszych reakcji jądrowych, obfitość pierwiastków cięższych od żelaza (a w szczególności niektórych izotopów pierwiastków, które mają wiele stabilnych lub długotrwałych izotopów) wytwarzanych w takich reakcjach jest zupełnie inna niż w supernowej., Żadna sama obfitość nie dorównuje występującej w Układzie Słonecznym, więc zarówno supernowe, jak i wyrzucanie pierwiastków z czerwonych olbrzymów muszą wyjaśniać obserwowaną obfitość ciężkich pierwiastków i ich izotopów.
energia przenoszona z zapadania się rdzenia do odbijającego się materiału nie tylko generuje ciężkie pierwiastki, ale zapewnia ich przyspieszenie znacznie wykraczające poza prędkość ucieczki, powodując w ten sposób supernową typu Ib, typu Ic lub typu II., Obecne zrozumienie tego transferu energii nadal nie jest zadowalające; chociaż obecne modele komputerowe supernowych typu Ib, typu Ic i typu II stanowią część transferu energii, nie są one w stanie uwzględnić transferu energii wystarczającej do wytworzenia obserwowanego wyrzucania materiału. Oscylacje neutrin mogą jednak odgrywać ważną rolę w problemie przenoszenia energii, ponieważ wpływają nie tylko na energię dostępną w danym aromacie neutrin, ale także poprzez inne Ogólno-relatywistyczne oddziaływanie na neutrina.,
niektóre dowody uzyskane z analizy masy i parametrów orbitalnych podwójnych gwiazd neutronowych (które wymagają dwóch takich supernowych) wskazują, że zapadnięcie się jądra tlenowo-neonowo-magnezowego może spowodować powstanie supernowej, która różni się zauważalnie (w inny sposób niż rozmiar) od supernowej powstałej w wyniku zapadnięcia się rdzenia żelaznego.
najbardziej masywne gwiazdy, które istnieją dzisiaj, mogą zostać całkowicie zniszczone przez supernową o energii znacznie przekraczającej jej energię wiązania grawitacyjnego. To rzadkie wydarzenie, spowodowane niestabilnością pary, nie pozostawia po sobie pozostałości czarnej dziury., W minionej historii wszechświata niektóre gwiazdy były jeszcze większe niż największe istniejące obecnie i natychmiast zapadały się w czarną dziurę pod koniec swojego życia, z powodu fotodisintegracji.
ewolucja gwiazd o małej masie (lewy cykl) i dużej masie (prawy cykl), z przykładami kursywą
Dodaj komentarz