Большая техническая энциклопедия
0 1 3 4 9
D V
А Б В Г Д Е Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ь Э Ю Я
ЭБ ЭВ ЭГ ЭД ЭЖ ЭЗ ЭЙ ЭК ЭЛ ЭМ ЭН ЭО ЭП ЭС ЭТ ЭФ

Эволюция - звезда

 
Эволюция звезд до главной последовательности происходит в условиях не очень высоких температур, когда неполная ионизация вещества и большая непрозрачность приводит к почти полной конвективности таких звезд.
Эволюция звезд на стадии горения слоевых источников как малой, так и промежуточной массы ( МП-звезды) оказывается удивительно похожей. На этой стадии наблюдаемые свойства звезды - ее положение на ГР диаграмме - слабо зависят от полной массы звезды и определяются, в основном, массой углеродного ядра. Все звезды движутся в среднем по одному и тому же треку, называемому конвергентным. Движение по конвергентному треку сопровождается тепловыми вспышками в гелиевых слоевых источниках, количество вспышек растет с ростом массы звезды. Природа этих вспышек отличается от природы гелиевой вспышки в ядре, так как вещество в гелиевом слоевом источнике невырождено. Общим свойством является положительная теплоемкость, которая в данном случае связана с формой источника энергии в виде тонкого слоя. Эволюция вдоль конвергентного трека сопровождается потерей массы, что в итоге ведет к образованию белого карлика из вырожденного углеродного ядра. В наиболее массивных звездах углеродное ядро дос тигает массы М 1 39Л / е, когда в нем развивается тепловая неустойчивость, результатом которой обычно считается наблюдаемый взрыв сверхновой типа.
Скорость горения гелия Ьце в зависимости от времени для первых девяти релаксационных циклов, вызванных тепловой неустойчивостью в гелиевом слоевом источнике звезды с М Мв населения II ( л. ц 0 9, лгце 0 099, х % 0 001. Масса ядра, где выгорел водород, меняется от 0 554 до 0 6 Мв при переходе от первой до тринадцатой вспышки, из.| Скорость горения гелия Лце - водорода Лц и поверхностная светимость звезды в процессе девятого цикла, 73. Значком и указаны области неустойчивости из. Эволюция звезд с массами М 0 6 и 0 8 Me населения II с хн 0 732, хне 0 266, xz 0 001 рассчитывалась в [598] вплоть до АВГ, где подробно изучено несколько ТВ.
Процесс эволюции звезды значительно ускоряется, и она превращается в красный гигант.
Направление эволюции звезд, галактик, всей Вселенной подробно обсуждается во многих разделах книги, и здесь неуместно было бы повторяться.
Исследование эволюции звезд и звездных систем занимает одно из центральных мест в современной астрофизике. Поскольку астрофизические объекты состоят преимущественно из газа, в изучении происходящих в них процессов видная, а часто и определяющая роль принадлежит методам газовой динамики. Вследствие нелинейности уравнений, описывающих такие процессы, в большинстве случаев решение соответствующих задач может производиться только численными методами. На этом пути достигнуты большие успехи, однако многие проблемы остаются не решенными до конца. К ним относятся и вопросы развития в нелинейном режиме различного вида характерных для газовой среды неустой-чивостей, таких, например, как конвекция и тепловая неустойчивость.
Крабовидная туманность в созвездии Тельца. Наименее изучена эволюция тяжелых звезд, масса которых превышает 2 массы Солнца. Теоретически предсказано, что для таких массивных звезд сжатие будет настолько сильным, что плотность в их центре может достигнуть бесконечности.
Между тем ядерная эволюция звезд происходит с определенным дефицитом свободных нейтронов. Поэтому нетривиальным является вопрос о реакциях, снабжающих звезды достаточным количеством нейтронов.
Поздние стадии эволюции звезды начинаются с термоядерного горения гелия в ее центр, области, что на Герцшпрунга - Ресселла диаграмме соответствует переходу звезды с гл. В процессе эволюции центр, область звезды становится все плотнее п горячее, а ее оболочка, наоборот, расширяется и охлаждается. При этом возрастают и становятся определяющими потери энергии за счет нейтринного излучения ( нейтрино образуются гл. После завершения гелиевого горения в центре звезды образуется углеродно-кислородное ядро ( С-0-ядро), причем его масса тем больше, чем больше масса звезды на гл. В С-0-ядре с достаточно малой массой давление полностью определяется вырожденным газом электронов.
Следующая стадия эволюции звезды - стадия а-процесса - становится возможной, когда уплотнение звезды и разогревание ее до 109 К создают условия для расщепления легких элементов: с образованием а-частиц.
Последовательный расчет эволюции звезды с Л / 1 Л / е без упрощающих условий предыдущего раздела привел [570] к открытию тепловой неустойчивости гелиевого слоевого источника при отсутствии в нем вырождения. Наличие этой неустойчивости является общим свойством звезд на большей части АВГ.
По современным понятиям эволюция звезд протекает в два этапа. Сначала из дозвездного вещества, состоящего по массе на 3 / 4 из водорода и на 1 / 4 из гелия, образуются звезды первого поколения.
Как известно, эволюция звезд с М-16 MQ приводит к их неограниченному сжатию. Характерной особенностью процесса является гравитационное самозамыкание тела, выражающееся в том, что после сжатия до критического размера гравитационное поле, тела не выпускает никакого излучения, никакой информации. Этот критический размер определяется гравитационным радиусом Rg 2Gm / c2 -, где G - постоянная тяготения Ньютона, с - скорость света, т - масса тела.

Методика самосогласованного расчета эволюции звезды с оптически тонкой истекающей атмосферой при R rcr не разработана.
В начальный период эволюции звезды стадия гравитационного сжатия прекращается ядерными реакциями, протекающими в ее недрах. Будет ли находиться звезда в равновесии после исчерпания запасов ядерной энергии, зависит от того, могут ли развиваться в веществе при температуре абсолютного нуля силы давления, способные противостоять силам гравитационного притяжения.
Схематическое изображение диаграммы светимость - температура. Приведены названия ветвей и последовательностей, в которых располагаются звезды. Указаны также массы звезд главной последовательности в единицах солнечной массы. Большое значение для изучения эволюции звезд и Галактики имеют звездные скопления, поскольку все звезды в скоплении находятся практически на одинаковом расстоянии. Кроме того, обычно считается, что все звезды в данном скоплении образовались примерно в одно и то же время из вещества одинакового химического состава. Поэтому основным параметром, по которому различаются их свойства, является масса. Определив параметры звезд в скоплении, получают мгновенный снимок, показывающий стадию эволюции звезд разных масс. Обычно звездные скопления подразделяют на два класса: галактические, или рассеянные, скопления и шаровые скопления, хотя существует непрерывная последовательность промежуточных типов.
Лишь на последнем этапе эволюции гигантской звезды какая-то доля вещества может отделиться от нее и улететь в пространство.
В книге рассмотрены пути эволюции только одиночных звезд. Там же рассматривается и связь теории с астрономическими наблкь дениями.
Важным фактором, влияющим на эволюцию звезд, является потеря массы. Учет влияния этой потери при рассмотрении эволюции массивных звезд ( см., например, [588, 618, 476, 477]) и звезд средней массы [387,420,563,565] в отсутствие разработанной теории истечения из звезд проводился феноменологически ( за исключением попытки самосогласованного решения в [290]) и оставляет много неопределенностей.
Согласно общепринятой теории звездной эволюции, эволюция звезды после главной последовательности сопровождается сильным сжатием ее богатого гелием ядра и соответствующим расширением окружающей оболочки. Если двойная система достаточно широкая, то влияние одного компонента на другой незначительно и обе звезды будут эволюционировать как одиночные. Положение совершенно иное, если звезда, испытывающая вековое расширение, имеет спутник на близкой орбите - в этом случае рост звезды должен прекратиться, когда она заполнит свою критическую полость Роша ( см. разд. После того как звезда достигнет таких размеров, максимально допустимых с точки зрения динамики, стремление к дальнейшему расширению повлечет за собой вековую потерю ее массы: либо перетекание на спутник, либо истечение из системы. Такая картина подтверждается многочисленными наблюдениями особенностей, которые можно истолковать как результат течений газа в проэволюционировавших тесных двойных многих типов. Эволюции компонента тесной двойной, теряющего массу, посвящено много теоретических исследований, правда, ни в одном из них не рассматриваются детали реального перетекания массы, которое должно происходить, когда расширяющееся тело заполнит свою критическую полость Роша. Поскольку допущения ad hoc, которые принимались относительно скоростей перетекания массы и момента количества движения в тесног двойной, были самыми разнообразными, для более подробного знакомства с этими вопросами мы отсылаем читателя к литературе.
Перемешивание должно сильно влиять на ход эволюции звезды, но оно может тормозиться, если хим. состав изменяется с глубиной.
Сейчас несколько групп исследователей пытаются проследить эволюцию звезды вплоть до самых последних стадий с тем, чтобы выяснить, при каких условиях можно получить наблюдаемый в космических лучах химический состав. Во всех их расчетах взрыв звезды фактически не моделируется, но достигнуты определенные успехи в моделировании эволюции звезд вплоть до самых последних стадий. В табл. 20.4 [10] приведены параметры звезды массой 1 - 5 MQ, достигшей стадии завершения горения кислорода, а затем горения кремния в ядре. Считалось, что, когда звезда становится неустойчивой, относительное содержание элементов от углерода до кремния будет сохраняться неизменным, зато возможно дальнейшее изменение содержания элементов от кремния до железа.
Успехи современной астрофизики определенно указывают, что эволюция звезд органически связана с атомно-ядерными превращениями в их недрах. На ранних этапах развития Вселенной основным строительным материалом для образования атомов химических элементов был водород, и поныне господствующий в звездном мире и рассеянном межзвездном веществе.
В самом деле, на определенной стадии эволюции звезд возникают условия, при которых возможен синтез элементов вплоть до калифорния.
Для астрофизики высоких энергий наиболее важными периодами эволюции звезды являются ее заключительные стадии. Конкретное состояние, которым завершается эволюция звезды, определяется ее конечной массой. Оно также существенно зависит от эволюции звезды непосредственно перед коллапсом - стадии, понятой совершенно недостаточно. Но природа самих заключительных стадий понята хорошо. В ходе эволюции в звездах образуются все более и более тяжелые атомные ядра, причем из всех стабильных элементов самой большой энергией связи на нуклон обладает железо. Значит, при синтезе последующих элементов энергия выделяться не будет - нет более низкого энергетического состояния, в которое мог бы перейти элемент.
Примерный схематический разрез нейтронной звезды. 1 - жидкое ядро, состоящее из вырожденных нейтронов с малой примесью вырожденных протонов и электронов. 2 - внутренняя кора, образованная атомными ядрами, переобогащенными нейтронами ( присутствуют также вырожденные электроны и малая примесь свободных нейтронов. з - внешняя кора из образующих кристаллическую решбтку атомных ядер и вырожденных электронов. Знак вопроса означает неопределенность свойств сверхплотного вещества в центре звезды. Медленная, длящаяся десятки и сотни млн. лет эволюция массивных равновесных звезд ( с массой, по крайней мере в неск.

В табл. 29 - 31 приведены результаты расчетов эволюции звезд с М 0 5, 1, 2 MQ соответственно.
В звездных недрах такие температуры развиваются лишь после длительной эволюции звезды, когда имевшийся в ее составе водород уже практически исчерпан. Термоядерные реакции в этих случаях связаны с превращениями средних и тяжелых элементов.
Мог ли весь наблюдаемый Не4 синтезироваться в ходе эволюции звезд первых поколений, которые затем выбрасывали обогащенный гелием газ в пространство и из этого загрязненного гелием газа образовывались на более поздней стадии современные объекты. Тщательный анализ показывает, что это вряд ли возможно. Наиболее убедительно против такой возможности говорит анализ диаграмм светимость - спектральный класс для старых звездных скоплений. Характер диаграмм этих скоплений зависит от возраста и начального содержания гелия в звездах.
История исследований влияния вращения на внутреннее строение и эволюцию звезд весьма продолжительна. В Philosophiae Naturalis Principia Mathematica ( Книга Ш, Предложения 18 - 20, 1687) он впервые разбирал вопрос о фигуре Земли, рассматривая ее как однородный слегка сплюснутый сфероид, который вращается с постоянной угловой скоростью. Предположив, что этот сфероид является фигурой равновесия, Ньютон утверждал, что вес столбов жидкости в каждом из двух взаимно перпендикулярных колодцев, прорытых от полюса и с экватора до центра Земли, должен быть одинаковым. Как следствие из этого условия он вывел соотношение / 5А т между сплюснутостью меридионального сечения / и отношением т центробежной силы на экваторе к ( средней) силе тяготения на поверхности.
Хотя взрывные процессы и не кажутся связанными с эволюцией звезды, возникшей из газового облака, в отдельных случаях они могут оказывать влияние на эволюцию. В результате сильных взрывов звезда теряет массу. Так, сбрасывание звездой оболочки с массой, превышающей солнечную ( что, по-видимому происходит при вспышках сверхновых II типа), должно сопровождаться полной перестройкой звезды.
Масевич, Тутуков, 1988) Масевич А. Г., Тутуков А.В. Эволюция звезд: теория и наблюдения.
MQ на треках 55 для различных химических.| Эволюционные треки звезд с начальным составом хн 0 7. В опубликованных в 1970 - 71 гг. работах Пачиньского эволюция звезд в интервале масс от 0 8 до 15 Мв рассчитана вплоть до образования вырожденного углеродного ядра. Рассчитана эволюция ядра ПТ, которое превращается в белый карлик.
Как гравитация определила наше собственное происхождение через образование и эволюцию звезд, так она определяет уже более непосредственным образом динамику других астрономических структур: звездных скоплений, форму и эволюцию галактик и движение всей системы галактик.
Рассмотренные выше свойства шварцшильдовского решения уравнений ОТО позволяют понять конечные стадии эволюции звезд.
Одно из главных проявлений уменьшения гравитационной постоянной со временем связано с эволюцией Звезд. Дело в том, что светимость звезд весьма сильно зависит от величины гравитационной постоянной. При уменьшении этой величины со временем должна уменьшаться и светимость звезд.
За последние годы многие особенности распределений звезд на диаграмме спектр-светимость объяснены как результат эволюции звезд: изменения их внутр. Поэтому можно считать установленным, что именно ядерные реакции являются осн.
Было последовательно построено более 25000 равновесных моделей на протяжении 4 - Ю6 лет эволюции звезды.
Английский астроном Джеймс Джине ( 1877 - 1946) публикует расчеты, объясняющие эволюцию звезд.
Проблема генерирования энергии в недрах Солнца и других звезд при высоких температурах и проблема эволюции звезд тесно связаны с проблемой термоядерных реакций, протекающих в недрах звезд.

Чтобы рассматривать проблему происхождения космических лучей как астрофизическую задачу, необходимо кратко познакомиться с эволюцией звезд и галактик. Если физика звезд принадлежит к числу наиболее разработанных разделов астрофизики, то галактики изучены весьма плохо по причинам, которые станут ясны позднее.
В принципе астрономические наблюдения могли бы подтвердить идею, что компактные объекты являются конечными продуктами эволюции звезд.
НЕЙТРОНИЗАЦИЯ ВЕЩЕСТВА - превращение протонов, входящих в состав вещества звезд, в нейтроны на заключит, стадиях эволюции звезд. Молодые звезды состоят в основном из водорода с добавкой гелия и малой примесью более тяжелых хим. элементов, поэтому в начале термоядерной эволюции звезд все нейтроны в звездном веществе связаны в атомных ядрах и их суммарное число невелико ( на 6 протонов в среднем приходится ок. В конце эволюции кол-во нейтронов резко возрастает, на что указывает существование нейтронных звезд - одного из продуктов звездной эволюции.
В гомологической фазе эволюция скопления имеет настолько правильный и гладкий характер, что возникает мысль о ее сходстве с эволюцией звезды. И в том и в другом случае эволюция проходит через ряд последовательных квази-статяческих состояний. Эволюция звезды определяется переносом тепла и излучения от ядра к внешнему вакууму. Эволюция скопления определяется переходом горячих звезд из ядра в гало. В обоих случаях последующее гравитационное сжатие является основным источником тепла, хотя в звездах роль главного усилителя этой энергии играют термоядерные реакции.
В диссипации звездной энергии определяющая роль принадлежит электромагнитным взаимодействиям ( излучение фотонов), однако слабые взаимодействия на отдельных фазах эволюции звезд могут заметно конкурировать с ними и приводить к мощному нейтринному излучению. Неожиданной для явлений во Вселенной может оказаться роль кварков - претендентов на место истинно элементарных частиц. Как уже отмечалось, эти частицы должны быть очень тяжелыми, и при образовании из них обычных частиц должны выделяться огромные количества энергии. Вместе с тем в астрофизике известны объекты с гигантскими масштабами энерговыделения ( напр. Астрофизики подчеркивают также необычность свойств вещества этих объектов.
 
Loading
на заглавную 10 самыхСловариО сайтеОбратная связь к началу страницы

© 2008 - 2014
словарь online
словарь
одноклассники
XHTML | CSS
Лицензиар ngpedia.ru
1.8.11