Эволюция звезд (стр. 2 из 4)

В основе теории конвекции лежит принцип, что во время движения вверх каждый элемент массы не успевает обмениваться энергией с окружающим веществом, т.е. что это движение адиабатическое. Это дает возможность разработать теорию конвективного движения, а соответствующие уравнения решать в объединении с уравнением гидростатического равновесия. Хотя в определенных частях звезды может существовать конвективная зона, равновесие звезды как целого сохраняется.

Как выяснено, в условиях звездных конфигураций конвекция возникает в двух случаях в центральной части звезды, если выделение энергии там происходит в весьма быстром темпе (благодаря процессам CNO-цикла), это касается звезд, массы которых превышают солнечную, и в оболочках звезд, если вещество там мало или совсем не ионизировано.

2. Ранние стадии эволюции звезд

За современными представлениями звезды образовываются вследствие гравитационного сжатия фрагментов газово-пылевых туч. Как показывают исследования, имеющиеся в межзвездной среде газо - пылевые комплексы, массы которых достигают 103.. 104 m☼, размеры 10 . 100 пк, а температуры нескольких десятков кельвинов, есть гравитационно-неустойчивыми и они должны сжиматься. При этом часть энергии идет на нагревание вещества. Тем не менее, газ и пылинки быстро трансформируют эту энергию в инфракрасное излучение, которое свободно оставляет газопылевой комплекс. Это приводит к тому, что температура вещества, которое сжимается, практически не изменяется, тогда, как ее плотность возрастает. И в конце концов, в соответствии с критерием гравитационной неустойчивости Джинса, массивная газо - пылевая туча начинает измельчаться на отдельные фрагменты, которые, сжимаются, превращаясь в протозвезды – зародыши будущих звезд.

Однако для того, чтобы протозвезда могла сжиматься в дальнейшем, она должна непрерывно терять тепловую энергию, которая выделяется при сжатии. Иначе температура вещества возрастет настолько, что давление газа будет препятствовать этому сжатию. Таким механизмом отвода тепла выступает инфракрасное излучение пыли и молекул газа. Это излучение свободно выходит из протозвезды, уносяс собой излишек тепловой энергии.

Таким образом, протозвезды являются мощными источниками инфракрасного излучения. Наблюдения показывают, что в межзвездных газопылевых комплексах есть компактные источники инфракрасного излучения. Это объекты Хербига - Аро(их известно свыше 100), названные так в честь астрономов, открывших их. Очевидно, протозвездами будут и источники мазерного излучения молекул Н₂О и ОН.

За последние 40 лет представления об изменении физических параметров протозвезд, а также и о их эволюционных трекахна диаграмме спектр-светимость, радикально пересмотрены. За это же время усовершенствованы методы вычислений радиуса, поверхностной температуры и светимости протозвезд, ее внутренней структуры при помощи электронно-вычислительных машин.

Например, в 50-ых годах считали, что эволюционная кривая, которую описывает протозвезда на диаграмме спектр-светимость, начинается в дальнем правом нижнем углу этой диаграммы, и что светимость протозвезды медленно и непрерывно возрастает вплоть до выхода на главную последовательность. При этом считали, что во время гравитационного сжатия звезды энергия в ней переносится лишь переизлучением. Однако в 1961 г. японский астроном Ч. Хаяши выяснил, что когда звезда сжимается как единое целое, то энергия в ней от центра к поверхности переносится конвекцией. В 80-ых годах доказали, что на самом деле часть газопылевой тучи сжимается как целое (в режиме свободного падения) лишь на начальной стадии.

Как только в центральной зоне сначала однородного газового шара образовывается ядро со значительно высшей плотностью, то ускорение силы тяжести возле него увеличивается и соответственно возрастает скорость падения внутренних слоев протозвезды. Ядро сжимается, масса его непрерывно возрастает, соответственно увеличивается и температура в центре. Через несколько десятков тысяч лет после начала формирования температура уже достигает значения свыше 10⁶К, так что в ядре начинает выгорать дейтерий. Энергиячерез все вещество ядра переносится конвекцией. Однако все это излучение поглощает вещество оболочки, которая продолжает падать на уже сформированный зародыш протозвезды.И лишь, после того как основная часть массы оболочки упадет на ядро, а ее остаток становится прозрачным, мы можем заметить свет самой звезды. Ядро сжимается до тех пор, пока температура в нем не достигнет значения, достаточного для реакций синтеза гелия из четырех протонов. Сила тяготения в каждой точке звезды уравновешивается соответственно градиентом давления и на диаграмме спектр-светимость звезда, соответственно ее массе, занимает определенное место на главной последовательности.

Итак, главная последовательность – это геометрическое место точек на диаграмме спектр-светимость, которые отображают положение звезд, в недрах которых водород превращается в гелий.

Вычисления показывают, что сжатие протосолнца длилось около 25 млн. лет. Для других звезд это время тем меньше, чем больше их масса. Протозвезда с массой 15т_☼ эволюционирует к главной последовательности за 60 000 лет, а с массой m=0,5 т_☼ - около 150 млн. лет.

Все эти данные дают лишь более или менее возможные схемы развития протозвезд. Так как еще не выяснено, насколько правильный выбор математических соотношений, которые описывают перенесение энергии из недр звезды конвекцией, как влияет на эволюционный путь звезды ее обращение вокруг оси, а также магнитное поле, которое пронизывает газопылевое облако. Что касается вращения, то очевидно, что оно придает сферическую симметрию. Вычисления, которые пока что приходится проводить с определенными упрощениями, дают возможность сделать вывод, что фрагмент, который от начала имел заметное вращение, со временем сплющивается в направлении оси вращения. При дальнейшей эволюции фрагмента он превращается в кольцо, в котором через несколько десятков тысяч лет формируется два диаметрально противоположных уплотнения, которые дальше становятся звездами, образовывая двойную систему.

Уплотнения, которые формируется в центральной зоне протозвезды, может избавиться своего момента количества движения (передать его периферийным частям облака) благодаря магнитным полям, а также турбулентным движениям с учетом трения. Однако эти процессы наименее изучены.

3. Выход звезд из главной последовательности. Гравитационный коллапс и поздние стадии эволюции звезд

Пребывание звезды на главной последовательности длится до тех пор, пока в ее недрах не исчерпается ядерное горючее – водород. Точнее, как это определили в 1942 г. М. Шенберг иС. Чандрасекар, пока в центре звезды не образуется гелиевое ядро с массой 10...12% массы Солнца. Время, за которое звезда достигает предела Шенберга-Чандрасекара (т.е. время пребывания на главной последовательности), описывает формула:

(1).

Здесь учтено, что светимость звезды равна:

и запасы энергии . По всей видимости, звезда спектрального класса В, что имеет массу m = 20m_☼ находится на главной последовательности несколько миллионов лет (звезда типа Солнца cm = 1m_☼ - на протяжении 10 млрд. лет, а красный карлик с массой m = 0,5 m_☼ около 100 млрд. лет).

С уменьшением содержания водорода в ядре звезды коэффициент непрозрачности вещества непрерывно уменьшается. Это приводит к непрерывной перестройке звезды, что сопровождается сжатием ее ядра и разбуханием оболочки. При этом часть потенциальной энергиипереходит в тепло, температура звезды возрастает. В это время реакции синтеза гелия из водорода проходят в тонком сферическом слое, который непосредственно окружает ядро. Поскольку водород в упомянутом слое также постепенно выгорает, то соответственно непрерывно возрастает масса гелиевого ядра. Это приводит к увеличению силы тяготения, дальнейшему сжатию ядра и к росту температуры в нем. Соответственно возрастает светимость звезды. Энергия, которая выделяется в ее недрах, не успевает просачиваться наружу с помощью переизлучения фотонов, поэтому возникают конвективные потоки, так что очень быстро конвекция становится решающим механизмом перенесения энергии от ядра через оболочку звезды.

Ядро сжимается и температура его повышается до тех пор, пока в нем не начнутся реакции синтеза более тяжелых химических элементов (если масса звезды m > 1,2m_☼). Например, при температуре 200 млн. кельвинов при соединении трех ядер атома гелия синтезируются ядра атома углерода, а со временем при еще высших температурах образовываются кислород, неон и т.д. При этом на некоторое время энергии, которая выделяется, достаточно, чтобы временно остановить сжатие ядра. Реакции синтеза перебегают с выделением энергии вплоть до синтеза ядер атомов железа. Более тяжелые химические элементы, которые также образовываются, является следствием хода эндотермических реакций, которые сопровождаются некоторым охлаждением недр звезды.