Stellar evolution (Svenska)

så småningom avgaser stjärnans kärna sin tillförsel av väte och stjärnan börjar utvecklas utanför huvudsekvensen., Utan det yttre strålningstrycket som alstras av fusion av väte för att motverka tyngdkraften kontraherar kärnan tills antingen elektrondegenerationstrycket blir tillräckligt för att motsätta sig gravitationen eller kärnan blir tillräckligt varm (cirka 100 MK) för att heliumfusion ska börja. Vilken av dessa händer först beror på stjärnans massa.

low-mass starsEdit

vad händer efter att en lågmassstjärna upphör att producera energi genom fusion inte har observerats direkt; universum är runt 13.,8 miljarder år gammal, vilket är mindre tid (med flera storleksordningar, i vissa fall) än det tar för fusion att upphöra i sådana stjärnor.

de senaste astrofysiska modellerna tyder på att röda dvärgar på 0,1 m kan stanna kvar på huvudserien i ungefär sex till tolv biljoner år, gradvis öka i både temperatur och ljusstyrka och ta flera hundra miljarder år mer att kollapsa, långsamt, till en vit dvärg. Sådana stjärnor kommer inte att bli röda jättar eftersom hela stjärnan är en konvektionszon och det kommer inte att utveckla en degenererad heliumkärna med ett skalbrännande väte., Istället fortsätter vätefusion tills nästan hela stjärnan är helium.

lite mer massiva stjärnor expanderar till röda jättar, men deras heliumkärnor är inte massiva nog för att nå de temperaturer som krävs för heliumfusion så att de aldrig når toppen av den röda jättegrenen. När vätgasskalet brinner slutar, flyttar dessa stjärnor direkt från den röda jättegrenen som en post-asymptotisk jätte-gren (AGB) stjärna, men vid lägre ljusstyrka, för att bli en vit dvärg. En stjärna med en initial massa ca 0.,6 m kommer att kunna nå temperaturer som är tillräckligt höga för att smälta helium, och dessa” medelstora ” stjärnor fortsätter till ytterligare utvecklingsstadier bortom den röda jättegrenen.

medelstora starsEdit

stjärnor på ungefär 0,6-10 m blir röda jättar, som är stora icke–huvudsakliga sekvensstjärnor av stjärnklassificering k eller M. röda jättar ligger längs den högra kanten av Hertzsprung-stjärnan.Russell diagram på grund av deras röda färg och stor ljusstyrka., Exempel är Aldebaran i konstellationen Taurus och Arcturus i konstellationen Boötes.

medelstora stjärnor är röda jättar under två olika faser av deras post-main-sequence evolution: red-giant-branch-stjärnor, med inerta kärnor gjorda av helium-och vätebrännande skal och asymptotiska jätte-branch-stjärnor, med inerta kärnor gjorda av kol och heliumbrännande skal inuti vätebrännande skal. Mellan dessa två faser spenderar stjärnor en period på den horisontella grenen med en helium-smältkärna., Många av dessa helium-fusing stjärnor kluster mot den svala änden av den horisontella grenen som K-typ jättar och kallas röda klump jättar.

Subgiant phaseEdit

När en stjärna avgaser vätet i sin kärna, lämnar den huvudsekvensen och börjar smälta väte i ett skal utanför kärnan. Kärnan ökar i massa eftersom skalet producerar mer helium., Beroende på massan av heliumkärnan fortsätter detta i flera miljoner till ett eller två miljarder år, med stjärnan som expanderar och kyler vid en liknande eller något lägre ljusstyrka till dess huvudsekvens. Så småningom antingen kärnan blir degenererad, i stjärnor runt massan av solen, eller de yttre skikten svalna tillräckligt för att bli ogenomskinlig, i mer massiva stjärnor. Endera av dessa förändringar gör att väteskalet ökar i temperatur och stjärnans ljusstyrka ökar, vid vilken tidpunkt stjärnan expanderar på den röda jättegrenen.,

red-giant-branch phaseEdit

de expanderande yttre skikten av stjärnan är konvektiva, med materialet som blandas av turbulens från nära fixeringsområdena upp till stjärnans yta. För alla utom de lägsta massstjärnorna har det smälta materialet förblivit djupt i stjärnans inre före denna punkt, så det förmedlande kuvertet gör fusionsprodukter synliga vid stjärnans yta för första gången., I detta utvecklingsstadium är resultaten subtila, med de största effekterna, förändringar av isotoper av väte och helium, som är obemärliga. Effekterna av CNO-cykeln uppträder vid ytan under den första mudderuppgången, med lägre 12C / 13C-förhållanden och förändrade proportioner av kol och kväve. Dessa är detekterbara med spektroskopi och har uppmätts för många utvecklade stjärnor.

heliumkärnan fortsätter att växa på den röda jättegrenen., Det är inte längre i termisk jämvikt, antingen degenererade eller över Schoenberg-Chandrasekhar gränsen, så det ökar i temperatur vilket gör att fusionshastigheten i väteskalet ökar. Stjärnan ökar i ljusstyrka mot toppen av den röda jättegrenen. Röda jätte grenstjärnor med en degenererad heliumkärna når alla spetsen med mycket liknande kärnmassor och mycket liknande luminositeter, även om de mer massiva av de röda jättarna blir heta nog att antända heliumfusion före den punkten.,

horisontell branchEdit

i heliumkärnorna av stjärnor i 0.6 till 2.0 solar mass range, som till stor del stöds av elektron degenerering tryck, helium fusion kommer att antändas på en tidsskala dagar i en helium flash. I de icke-degenererade kärnorna av mer massiva stjärnor sker tändningen av heliumfusion relativt långsamt utan blixt., Den kärnkraft som frigörs under heliumflashen är mycket stor, i storleksordningen 108 gånger solens ljusstyrka i några dagar och 1011 gånger solens ljusstyrka (ungefär ljusstyrkan i Vintergatan) i några sekunder. Energin förbrukas emellertid av den termiska expansionen av den initialt degenererade kärnan och kan därför inte ses från utsidan av stjärnan. På grund av expansionen av kärnan saktar vätefusionen i de överliggande skikten och den totala energiproduktionen minskar., Stjärnan kontraherar, men inte hela vägen till huvudsekvensen, och den migrerar till den horisontella grenen på Hertzsprung-Russell-diagrammet, krymper gradvis i radie och ökar dess yttemperatur.

Core helium flash stars utvecklas till den röda änden av den horisontella grenen men migrerar inte till högre temperaturer innan de får en degenererad kol-syre kärna och starta helium shell burning. Dessa stjärnor observeras ofta som en röd klump av stjärnor i färg-storleksdiagrammet av ett kluster, varmare och mindre lysande än de röda jättarna., Stjärnor med högre massa med större heliumkärnor rör sig längs den horisontella grenen till högre temperaturer, vissa blir instabila pulserande stjärnor i den gula instabilitetsremsan (RR Lyrae variabler), medan vissa blir ännu varmare och kan bilda en blå svans eller blå krok till den horisontella grenen. Den horisontella grenens morfologi beror på parametrar som metallicitet, ålder och heliuminnehåll, men de exakta detaljerna är fortfarande modellerade.,

asymptotisk jätte-gren phaseEdit

Efter att en stjärna har konsumerat helium i kärnan fortsätter väte och heliumfusion i skal runt en varm kärna av kol och syre. Stjärnan följer den asymptotiska jättegrenen på Hertzsprung-Russell-diagrammet, som parallellerar den ursprungliga röda jätteutvecklingen, men med ännu snabbare energiproduktion (som varar kortare tid). Även om helium bränns i ett skal, produceras majoriteten av energin genom väteförbränning i ett skal längre från stjärnans kärna., Helium från dessa vätebrännande skal faller mot mitten av stjärnan och periodiskt ökar energiproduktionen från heliumskalet dramatiskt. Detta är känt som en termisk puls och de uppträder mot slutet av den asymptotiska jätte-grenfasen, ibland till och med i den post-asymptotiska jätte-grenfasen. Beroende på massa och komposition kan det finnas flera till hundratals termiska pulser.

det finns en fas på uppstigningen av den asymptotiska jättegrenen där en djup konvektiv zon bildas och kan föra kol från kärnan till ytan., Detta är känt som den andra muddra upp, och i vissa stjärnor kan det till och med finnas en tredje muddra upp. På så sätt bildas en kolstjärna, väldigt coola och starkt röda stjärnor som visar starka kollinjer i deras spektra. En process som kallas Hot bottom burning kan omvandla kol till syre och kväve innan det kan muddras till ytan, och samspelet mellan dessa processer bestämmer de observerade luminositeterna och spektra av kolstjärnor i synnerhet kluster.,

en annan välkänd klass av asymptotiska jätte-grenstjärnor är Mira-variablerna, som pulserar med väldefinierade perioder på tiotals till hundratals dagar och stora amplituder upp till cirka 10 magnituder (i det visuella förändras den totala luminositeten med en mycket mindre mängd). I mer massiva stjärnor blir stjärnorna mer lysande och pulseringsperioden är längre, vilket leder till ökad massförlust, och stjärnorna blir kraftigt skymda vid visuella våglängder. Dessa stjärnor kan observeras som OH / IR-stjärnor, pulserande i infraröd och visar OH maser-aktivitet., Dessa stjärnor är klart syrerika, i motsats till kolstjärnorna, men båda måste produceras av muddra ups.

Post-AGBEdit

dessa mid-range-stjärnor når slutligen spetsen av den asymptotiska jätte-grenen och löper ut ur bränsle för skalbränning., De är inte tillräckligt massiva för att starta fullskalig kolfusion, så de kontrakt igen, går igenom en period av post-asymptotisk jätte-gren superwind för att producera en planetarisk nebulosa med en extremt varm central stjärna. Den centrala stjärnan kyler sedan till en vit dvärg. Den utvisade gasen är relativt rik på tunga element som skapas inom stjärnan och kan vara särskilt syre eller kol berikad, beroende på vilken typ av stjärna. Gasen byggs upp i ett expanderande skal som kallas ett cirkumstellärt kuvert och kyler när det rör sig bort från stjärnan, vilket gör att dammpartiklar och molekyler bildas., Med den höga infraröda energiinmatningen från den centrala stjärnan bildas idealiska förhållanden i dessa circumstellar kuvert för maser excitation.

det är möjligt att värmepulser produceras när utvecklingen efter asymptotisk jätte-gren har börjat, vilket ger en mängd ovanliga och dåligt förstådda stjärnor som kallas ”born-again asymptotic-giant-branch stars”. Dessa kan resultera i extrema horisontella grenstjärnor (subdwarf B-stjärnor), vätebrist efter asymptotiska jätte-grenstjärnor, variabla planetariska Nebula centralstjärnor och R Coronae Borealis-variabler.,

massiv starsEdit

i massiva stjärnor är kärnan redan tillräckligt stor vid början av vätgasbrännskalet att heliumtändning kommer att inträffa före elektrondegenerering har en chans att bli utbredd. Således, när dessa stjärnor expanderar och svalnar, lyser de inte lika dramatiskt som lägre massstjärnor; men de var mer lysande på huvudsekvensen och de utvecklas till mycket lysande superjättar., Deras kärnor blir massiva nog att de inte kan stödja sig genom elektrondegenerering och kommer så småningom att kollapsa för att producera en neutronstjärna eller svart hål.

Supergiant evolutionEdit

extremt massiva stjärnor (mer än cirka 40 m), som är mycket lysande och därmed har mycket snabba stjärnvindar, förlorar massa så snabbt på grund av strålningstryck att de tenderar att ta bort sina egna kuvert innan de kan expandera för att bli röda supergianter, och därmed behålla extremt höga yttemperaturer (och blåvit färg) från huvudsekvensen och framåt., De största stjärnorna i den nuvarande generationen är ca 100-150 m eftersom de yttre skikten skulle utvisas av den extrema strålningen. Även om stjärnor med lägre massa normalt inte brinner av sina yttre lager så snabbt, kan de också undvika att bli röda jättar eller röda superjättar om de är i binära system tillräckligt nära så att följeslagare stjärnan remsor av kuvertet när det expanderar, eller om de roterar tillräckligt snabbt så att konvektion sträcker sig hela vägen från kärnan till ytan, vilket resulterar i avsaknad av en separat kärna och kuvert på grund av noggrann blandning.,

kärnan i en massiv stjärna, definierad som regionen utarmad av väte, blir varmare och tätare när den accretes material från fusion av väte utanför kärnan. I tillräckligt massiva stjärnor når kärnan temperaturer och densiteter tillräckligt höga för att smälta kol och tyngre element via alfa-processen. I slutet av helium fusion består kärnan i en stjärna främst av kol och syre., I stjärnor tyngre än ca 8 m, antänds kolet och säkringar för att bilda neon, natrium och magnesium. Stjärnor som är något mindre massiva kan delvis antända kol, men kan inte helt smälta kolet innan elektrondegenerering sätter in, och dessa stjärnor kommer så småningom att lämna en syre-Neon-magnesium vit dvärg.

den exakta massgränsen för fullständig kolförbränning beror på flera faktorer som metallicitet och den detaljerade massan som förlorats på den asymptotiska jättegrenen, men är ungefär 8-9 m. Efter att kolbränningen är klar når kärnan i dessa stjärnor ca 2.,5 m och blir varm nog för tyngre element att smälta. Innan syre börjar smälta börjar neon fånga elektroner som utlöser neonbränning. För en rad stjärnor på cirka 8-12 m mur är denna process instabil och skapar skenande fusion vilket resulterar i en elektronfångst supernova.

i mer massiva stjärnor fortsätter fusionen av neon utan en runaway deflagration. Detta följs i sin tur av fullständig syreförbränning och kiselförbränning, som producerar en kärna som till stor del består av järntoppselement. Kring kärnan är skal av lättare element som fortfarande genomgår fusion., Tidsplanen för fullständig fusion av en kolkärna till en järnkärna är så kort, bara några hundra år, att stjärnans yttre lager inte kan reagera och stjärnans utseende är i stort sett oförändrat. Järnkärnan växer tills den når en effektiv Chandrasekhar massa, högre än den formella Chandrasekhar massa på grund av olika korrigeringar för relativistiska effekter, entropi, laddning, och det omgivande kuvertet. Den effektiva Chandrasekhar-massan för en järnkärna varierar från ca 1,34 m i de minst massiva röda supergianterna till mer än 1,8 m i mer massiva stjärnor., När denna massa är uppnådd börjar elektroner fångas in i järn-toppkärnorna och kärnan blir oförmögen att stödja sig själv. Kärnan kollapsar och stjärnan förstörs, antingen i en supernova eller direkt kollaps till ett svart hål.,

SupernovaEdit

När kärnan i en massiv stjärna kollapsar, kommer den att bilda en neutronstjärna, eller i fallet med kärnor som överstiger en stjärna.Tolman-Oppenheimer-Volkoff gräns, ett svart hål. Genom en process som inte är helt förstådd omvandlas en del av gravitationspotentialen energi som frigörs av denna kärnkollaps till en typ IB, Typ Ic eller typ II supernova., Det är känt att kärnkollapsen ger en massiv ökning av neutriner, som observerats med supernova SN 1987A. de extremt energiska neutrinerna fragmenterar några kärnor; en del av deras energi förbrukas vid frigörande av nukleoner, inklusive neutroner, och en del av deras energi omvandlas till värme och kinetisk energi, vilket förstärker chockvågen som startades av rebound av några av det infallande materialet från kärnans kollaps. Elektroninfångning i mycket täta delar av infallsmaterialet kan producera ytterligare neutroner., Eftersom en del av den rebounding Materia bombarderas av neutroner, några av dess kärnor fånga dem, skapa ett spektrum av tyngre än järn material inklusive de radioaktiva elementen upp till (och sannolikt bortom) uran., Även om icke-exploderande röda jättar kan producera betydande mängder av element tyngre än järn med hjälp av neutroner som frigörs i sidoreaktioner av tidigare kärnreaktioner, överflöd av element tyngre än järn (och i synnerhet av vissa isotoper av element som har flera stabila eller långlivade isotoper) som produceras i sådana reaktioner är helt annorlunda än den som produceras i en supernova., Varken överflöd ensam matchar som finns i solsystemet, så både supernovor och utstötning av element från röda jättar krävs för att förklara den observerade överflöd av tunga element och isotoper därav.

den energi som överförs från kärnans kollaps till rebounding material genererar inte bara tunga element, utan ger en acceleration långt bortom flykthastigheten, vilket orsakar en typ IB, Typ Ic eller typ II supernova., Nuvarande förståelse för denna energiöverföring är fortfarande inte tillfredsställande; även om nuvarande datormodeller av typ IB, Typ Ic och typ II supernovor står för en del av energiöverföringen, kan de inte redovisa tillräckligt med energiöverföring för att producera den observerade utstötningen av material. Neutrinoscillationer kan emellertid spela en viktig roll i energiöverföringsproblemet, eftersom de inte bara påverkar den energi som finns tillgänglig i en viss smak av neutriner utan även genom andra allmänna relativistiska effekter på neutriner.,

vissa bevis som erhållits från analys av massa-och orbitalparametrarna för binära neutronstjärnor (som kräver två sådana supernovor) tyder på att kollapsen av en syre-Neon-magnesiumkärna kan producera en supernova som skiljer sig observerbart (på annat sätt än storlek) från en supernova som produceras av en järnkärnas kollaps.

de mest massiva stjärnor som finns idag kan helt förstöras av en supernova med en energi som överstiger dess gravitationsbindningsenergi. Denna sällsynta händelse, orsakad av par-instabilitet, lämnar inga svarta hål kvarleva., I universums tidigare historia var vissa stjärnor ännu större än de största som finns idag, och de skulle omedelbart kollapsa i ett svart hål i slutet av sina liv på grund av fotodisintegration.