Evoluția stelară

structuri interne ale stelelor secvenței principale, zone de convecție cu cicluri arrowed și zone radiative cu sclipiri roșii. În stânga o pitică roșie cu masă mică, în centru o pitică galbenă de dimensiuni medii și în dreapta o stea masivă de secvență principală alb-albastru.în cele din urmă, nucleul stelei își epuizează rezerva de hidrogen și steaua începe să evolueze în afara secvenței principale., Fără presiunea radiației exterioare generată de fuziunea hidrogenului pentru a contracara forța gravitațională, miezul se contractă până când fie presiunea de degenerare a electronilor devine suficientă pentru a se opune gravitației, fie miezul devine suficient de fierbinte (în jur de 100 MK) pentru ca fuziunea heliului să înceapă. Care dintre acestea se întâmplă mai întâi depinde de masa stelei.ceea ce se întâmplă după ce o stea cu masă mică încetează să producă energie prin fuziune nu a fost observat direct; universul este în jur de 13.,8 miliarde de ani, care este mai puțin timp (cu mai multe ordine de mărime, în unele cazuri) decât este nevoie pentru ca fuziunea să înceteze în astfel de stele.modelele astrofizice recente sugerează că piticele roșii de 0,1 m☉ pot rămâne pe secvența principală timp de șase până la douăsprezece trilioane de ani, crescând treptat atât în temperatură, cât și în luminozitate, și durează câteva sute de miliarde de ani mai mult pentru a se prăbuși, încet, într-o pitică albă. Astfel de stele nu vor deveni giganți roșii, deoarece întreaga stea este o zonă de convecție și nu va dezvolta un miez de heliu degenerat cu o coajă care arde hidrogen., În schimb, fuziunea hidrogenului va continua până când aproape întreaga stea va deveni heliu.

stelele puțin mai masive se extind în gigante roșii, dar nucleele lor de heliu nu sunt suficient de masive pentru a atinge temperaturile necesare fuziunii heliului, astfel încât să nu ajungă niciodată în vârful ramurii gigantei roșii. Când arderea învelișului de hidrogen se termină, aceste stele se deplasează direct de pe ramura gigantului roșu ca o stea post-asimptotică-gigant-branch (AGB), dar la o luminozitate mai mică, pentru a deveni o pitică albă. O stea cu o masă inițială de aproximativ 0.,6 m☉ vor putea atinge temperaturi suficient de ridicate pentru a fuziona heliul, iar aceste stele „de dimensiuni medii” merg în alte etape ale evoluției dincolo de ramura gigantului roșu.

mijlocii starsEdit

Stele de aproximativ 0.6–10 M☉ devin gigante roșii, care sunt mari non-main-stele de secventa de stellar clasificare K sau M. gigante Roșii află de-a lungul marginea din dreapta a Hertzsprung–Russell din cauza lor de culoare roșie și mare luminozitate., Exemplele includ Aldebaran în constelația Taur și Arcturus în constelația Boötes.stelele de dimensiuni medii sunt gigante roșii în timpul a două faze diferite ale evoluției lor post-secvență principală: stele cu Creangă gigantică roșie, cu miezuri inerte din cochilii de heliu și hidrogen și stele cu Creangă gigantică asimptotică, cu miezuri inerte din cochilii de carbon și heliu în interiorul învelișurilor de hidrogen. Între aceste două faze, stelele petrec o perioadă pe ramura orizontală cu un miez fuzionat cu heliu., Multe dintre aceste stele care fuzionează cu heliu se grupează spre capătul rece al ramificației orizontale ca gigante de tip K și sunt denumite gigante roșii.

Subgiant phaseEdit

atunci Când o stea epuizează hidrogen în nucleul său, lasă în secvența principală și începe să fuzioneze hidrogen într-o coajă în afara nucleului. Miezul crește în masă pe măsură ce învelișul produce mai mult heliu., În funcție de masa miezului de heliu, aceasta continuă timp de câteva milioane până la unul sau două miliarde de ani, steaua extinzându-se și răcind la o luminozitate similară sau ușor mai mică decât starea sa principală de secvență. În cele din urmă, fie miezul devine degenerat, în stele în jurul masei soarelui, fie straturile exterioare se răcesc suficient pentru a deveni opace, în stele mai masive. Oricare dintre aceste modificări determină creșterea temperaturii învelișului de hidrogen și creșterea luminozității stelei, moment în care steaua se extinde pe ramura gigantului roșu.,

faza ramurii gigantului Roșuedit

straturile exterioare în expansiune ale stelei sunt convective, materialul fiind amestecat de turbulențe din apropierea regiunilor de fuziune până la suprafața stelei. Pentru toate, dar mai mic-masa stele, topit materialul a rămas adânc în stellar interior înainte de acest moment, astfel încât convecting plic face fuziune produse vizibile la suprafața stelei pentru prima dată., În acest stadiu al evoluției, rezultatele sunt subtile, cu cele mai mari efecte, modificări ale izotopilor hidrogenului și heliului, fiind neobservabile. Efectele ciclului CNO apar la suprafață în timpul primei dragări, cu raporturi mai mici de 12C/13C și proporții modificate de carbon și azot. Acestea sunt detectabile prin spectroscopie și au fost măsurate pentru multe stele evoluate.miezul de heliu continuă să crească pe ramura gigantului roșu., Nu mai este în echilibru termic, fie degenerat, fie peste limita Schoenberg-Chandrasekhar, deci crește temperatura, ceea ce determină creșterea ratei de fuziune în învelișul de hidrogen. Steaua crește în luminozitate spre vârful ramurii gigantului roșu. Stelele gigantice roșii cu miez de heliu degenerat ating vârful cu mase de miez foarte asemănătoare și luminozități foarte asemănătoare, deși cele mai masive dintre gigantele roșii devin suficient de fierbinți pentru a aprinde fuziunea heliului înainte de acel punct.,în nucleele de heliu ale stelelor din gama de masă solară de la 0,6 la 2,0, care sunt susținute în mare parte de presiunea de degenerare a electronilor, fuziunea heliului se va aprinde într-un interval de timp de zile într-un fulger de heliu. În nucleele nondegenerate ale stelelor mai masive, aprinderea fuziunii cu heliu are loc relativ lent, fără flash., Energia nucleară eliberată în timpul blițului de heliu este foarte mare, de ordinul a 108 ori luminozitatea Soarelui pentru câteva zile și de 1011 ori luminozitatea Soarelui (aproximativ luminozitatea galaxiei Calea Lactee) pentru câteva secunde. Cu toate acestea, energia este consumată de expansiunea termică a miezului degenerat inițial și astfel nu poate fi văzută din afara Stelei. Datorită expansiunii miezului, fuziunea hidrogenului în straturile suprapuse încetinește și generarea totală de energie scade., Steaua se contractă, deși nu până la secvența principală, și migrează spre ramura orizontală din diagrama Hertzsprung–Russell, micșorându-se treptat în rază și crescând temperatura suprafeței.stelele flash de heliu evoluează spre capătul roșu al ramurii orizontale, dar nu migrează la temperaturi mai ridicate înainte de a obține un miez carbon-oxigen degenerat și de a începe arderea cochiliei de heliu. Aceste stele sunt adesea observate ca un grup roșu de stele în diagrama de mărime a culorii unui grup, mai fierbinți și mai puțin luminoși decât giganții roșii., Stelele cu masă mai mare cu nuclee de heliu mai mari se deplasează de-a lungul ramurii orizontale la temperaturi mai ridicate, unele devenind Stele pulsatoare instabile în banda galbenă de instabilitate (variabilele RR Lyrae), în timp ce unele devin și mai fierbinți și pot forma o coadă albastră sau un cârlig albastru la ramura orizontală. Morfologia ramurii orizontale depinde de parametri precum metalicitatea, vârsta și conținutul de heliu, dar detaliile exacte sunt încă modelate.,după ce o stea a consumat heliul la bază, fuziunea hidrogenului și heliului continuă în cochilii în jurul unui miez fierbinte de carbon și oxigen. Steaua urmează ramura gigantă asimptotică din diagrama Hertzsprung-Russell, paralelă cu evoluția gigantului roșu inițial, dar cu o generare de energie și mai rapidă (care durează un timp mai scurt). Deși heliul este ars într-o cochilie, cea mai mare parte a energiei este produsă prin arderea hidrogenului într-o cochilie aflată mai departe de miezul stelei., Heliul din aceste cochilii de ardere a hidrogenului scade spre centrul stelei și, periodic, producția de energie din învelișul de heliu crește dramatic. Acest lucru este cunoscut ca un impuls termic și ele apar spre sfârșitul fazei asimptotic-gigant-ramură, uneori chiar și în faza post-asimptotic-gigant-ramură. În funcție de masă și compoziție, pot exista câteva până la sute de impulsuri termice.există o fază de ascensiune a ramurii asimptotice-gigant, unde se formează o zonă convectivă profundă și poate aduce carbonul de la miez la suprafață., Aceasta este cunoscută sub numele de a doua dragare în sus, iar în unele stele poate exista chiar și o a treia dragare în sus. În acest fel se formează o stea de carbon, Stele foarte reci și puternic înroșite, care prezintă linii puternice de carbon în spectrele lor. Un proces cunoscut sub numele de hot jos de ardere poate converti de carbon în oxigen și azot înainte de a fi scos la suprafață, și interacțiunea dintre aceste procese determină observat luminosities și spectrele de carbon stele în anumite grupuri.,o altă clasă bine cunoscută de stele asimptotice-gigant-ramură este variabilele Mira, care pulsează cu perioade bine definite de zeci până la sute de zile și amplitudini mari de până la aproximativ 10 magnitudini (în vizual, luminozitatea totală se schimbă cu o cantitate mult mai mică). În stelele mai masive, stelele devin mai luminoase și perioada de pulsație este mai lungă, ceea ce duce la o pierdere de masă sporită, iar stelele devin puternic ascunse la lungimi de undă vizuale. Aceste stele pot fi observate ca stele Oh/IR, pulsând în infraroșu și arătând activitate Oh maser., Aceste stele sunt în mod clar bogate în oxigen, spre deosebire de stelele de carbon, dar ambele trebuie să fie produse de drage ups.

Post-AGBEdit

Aceste mid-range stele în cele din urmă ajunge la vârful asimptotic-gigant-ramură și a alerga afară de combustibil pentru shell de ardere., Ele nu sunt suficient de masive pentru a începe fuziunea carbonului la scară largă, așa că se contractă din nou, trecând printr-o perioadă de super-vânt post-asimptotic-gigant-ramură pentru a produce o nebuloasă planetară cu o stea centrală extrem de fierbinte. Steaua centrală se răcește apoi la un pitic alb. Gazul expulzat este relativ bogat în elemente grele create în interiorul stelei și poate fi îmbogățit în special cu oxigen sau carbon, în funcție de tipul stelei. Gazul se acumulează într-un înveliș în expansiune numit înveliș circumstelar și se răcește pe măsură ce se îndepărtează de stea, permițând particulelor de praf și moleculelor să se formeze., Cu aportul ridicat de energie în infraroșu de la steaua centrală, se formează condiții ideale în aceste plicuri circumstelare pentru excitația maser.este posibil ca impulsurile termice să fie produse odată ce evoluția post-asimptotică a ramurilor gigantice a început, producând o varietate de stele neobișnuite și puțin înțelese, cunoscute sub numele de stele asimptotice ale ramurilor gigantice născute din nou. Acestea pot duce la extreme orizontală-filiala stele (subdwarf B stele), hidrogen deficitar post-asimptotice-gigant-filiala stele, variabilă nebuloasă planetară central stele, și R Coronae Borealis variabile.,în cazul stelelor masive, nucleul este deja suficient de mare la debutul învelișului de ardere a hidrogenului încât aprinderea heliului va avea loc înainte de aprinderea electronului.presiunea degenerării are șansa de a deveni predominantă. Astfel, atunci când aceste stele se extind și se răcesc, ele nu strălucesc la fel de dramatic ca stelele cu masă inferioară; cu toate acestea, ele au fost mai luminoase în secvența principală și au evoluat spre supergigante foarte luminoase., Nucleele lor devin suficient de masive încât nu se pot susține prin degenerarea electronilor și în cele din urmă se vor prăbuși pentru a produce o stea neutronică sau o gaură neagră.stelele extrem de masive (mai mult de aproximativ 40 m☉), care sunt foarte luminoase și au astfel vânturi stelare foarte rapide, își pierd masa atât de rapid din cauza presiunii de radiație încât tind să se desprindă de propriile plicuri înainte de a se putea extinde pentru a deveni supergigante roșii, și astfel păstrează temperaturi extrem de ridicate ale suprafeței (și culoarea albastru-alb) începând cu secvența lor principală., Cele mai mari stele ale generației actuale sunt de aproximativ 100-150 m☉, deoarece straturile exterioare ar fi expulzate de radiația extremă. Deși inferior-masa stele, în mod normal, nu arde straturile lor exterioare atât de rapid, ele pot, de asemenea, pentru a evita să devină gigante roșii sau roșu supergigante, dacă acestea sunt în sistemele binare destul de aproape, astfel încât steaua companion benzi de pe plic cum se extinde, sau dacă se rotesc suficient de rapid, astfel încât convecție se extinde tot drumul de la bază la suprafață, care rezultă în lipsa de o bază separată și plic din cauza amestecarea completă.,

nucleul unei stele masive, definită ca regiunea epuizate de hidrogen, devine tot mai fierbinte și mai dens ca o acreție materialul din fuziunea hidrogenului în afara nucleului. În stele suficient de masive, miezul atinge temperaturi și densități suficient de mari pentru a fuziona carbonul și elementele mai grele prin procesul alfa. La sfârșitul fuziunii cu heliu, nucleul unei stele constă în principal din carbon și oxigen., La stelele mai grele de aproximativ 8 m☉, carbonul se aprinde și fuzionează pentru a forma neon, sodiu și magneziu. Stelele mai puțin masive pot aprinde parțial carbonul, dar nu sunt capabile să fuzioneze complet carbonul înainte ca degenerarea electronilor să se instaleze, iar aceste stele vor lăsa în cele din urmă o pitică albă oxigen-neon-magneziu.limita de masă exactă pentru arderea completă a carbonului depinde de mai mulți factori, cum ar fi metalicitatea și masa detaliată pierdută pe ramura gigantă asimptotică, dar este de aproximativ 8-9 m☉. După ce arderea carbonului este completă, miezul acestor stele ajunge la aproximativ 2.,5 m☉ și devine suficient de fierbinte pentru ca elementele mai grele să fuzioneze. Înainte ca oxigenul să înceapă să fuzioneze, neonul începe să capteze electroni care declanșează arderea neonului. Pentru o serie de stele de aproximativ 8-12 m☉, acest proces este instabil și creează fuziune fugară rezultând într-o supernovă de captare de electroni.în stele mai masive, fuziunea neonului se desfășoară fără o deflagrație fugară. Aceasta este urmată, la rândul său, de arderea completă a oxigenului și arderea siliciului, producând un miez format în mare parte din elemente de vârf de fier. În jurul miezului sunt scoici de elemente mai ușoare încă în curs de fuziune., Intervalul de timp pentru fuziunea completă a unui miez de carbon cu un miez de fier este atât de scurt, doar câteva sute de ani, încât straturile exterioare ale stelei nu sunt în măsură să reacționeze, iar aspectul stelei este în mare măsură neschimbat. Miezul de fier crește până când ajunge la o masă Chandrasekhar eficientă, mai mare decât masa Chandrasekhar formală datorită diferitelor corecții pentru efectele relativiste, entropia, încărcarea și plicul înconjurător. Masa efectivă Chandrasekhar pentru un miez de fier variază de la aproximativ 1,34 m☉ în cele mai puțin masive supergigante roșii la mai mult de 1,8 m☉ în stele mai masive., Odată ce această masă este atinsă, electronii încep să fie capturați în nucleele de vârf de fier, iar miezul devine incapabil să se susțină. Miezul se prăbușește și steaua este distrusă, fie într-o supernovă, fie se prăbușește direct într-o gaură neagră.,

SupernovaEdit

atunci Când nucleul unei stele masive se prăbușește, se va forma o stea neutronică, sau în caz de nuclee care depășesc Tolman-Oppenheimer-Volkoff limita, o gaură neagră. Printr-un proces care nu este complet înțeles, o parte din energia potențială gravitațională eliberată de acest colaps al miezului este transformată într-o supernovă de tip Ib, Tip Ic sau tip II., Este cunoscut faptul că colaps al miezului produce un val masiv de neutrini, cum s-a observat cu supernovei SN 1987A. Extrem de energic neutrinii fragment unele nuclee; unele dintre lor de energie este consumată în eliberarea de nucleoni, inclusiv neutroni, și o parte din energie este transformată în căldură și energie cinetică, astfel sporind unda de șoc a început de revenire de unele dintre propagată de material din colaps al miezului. Captarea de electroni în părți foarte dense ale materiei infalling poate produce neutroni suplimentare., Deoarece o parte din materia recuperatoare este bombardată de neutroni, unele dintre nucleele sale le captează, creând un spectru de material mai greu decât fierul, inclusiv elementele radioactive până la (și probabil dincolo de) uraniu., Deși non-explozive gigante roșii pot produce cantități importante de elemente mai grele decât fierul, folosind neutronii eliberați în partea de reacții de mai devreme reacții nucleare, abundența de elemente mai grele decât fierul (și, în special, a anumitor izotopi de elemente care au mai multe stabilă sau de lungă durată izotopi) produse în astfel de reacții este destul de diferită de cea produsă într-o supernovă., Nici abundența nu se potrivește cu cea găsită în Sistemul Solar, astfel încât atât supernovele, cât și ejecția elementelor din giganții roșii sunt necesare pentru a explica abundența observată a elementelor grele și a izotopilor acestora.energia transferată de la prăbușirea miezului la materialul elastic nu numai că generează elemente grele, dar asigură accelerarea lor cu mult peste viteza de evacuare, provocând astfel o supernovă de tip Ib, Tip Ic sau tip II., Înțelegerea actuală a acestui transfer de energie nu este încă satisfăcătoare; deși modelele computerizate actuale de tip Ib, Tip Ic și supernove de tip II reprezintă o parte din transferul de energie, ele nu sunt capabile să țină cont de transferul de energie suficient pentru a produce ejecția observată a materialului. Cu toate acestea, oscilațiile neutrino pot juca un rol important în problema transferului de energie, deoarece nu afectează numai energia disponibilă într-o anumită aromă a neutrinilor, ci și prin alte efecte general-relativiste asupra neutrinilor.,

Unele dovezi obținute din analiza de masă și parametrii orbitali ai binar de stele neutronice (care necesită două astfel de supernove) indicii că prăbușirea de oxigen-neon-magneziu-core poate produce o supernovă care diferă perceptibil (în alte moduri decât dimensiunea) de la o supernova produs de prăbușirea unui miez de fier.cele mai masive stele care există astăzi pot fi complet distruse de o supernovă cu o energie care depășește cu mult energia sa de legare gravitațională. Acest eveniment rar, cauzat de instabilitatea perechilor, nu lasă în urmă nicio rămășiță a găurilor negre., În istoria trecută a universului, unele stele erau chiar mai mari decât cele mai mari care există astăzi și s-ar prăbuși imediat într-o gaură neagră la sfârșitul vieții, din cauza fotodisintegrării.