Красные гиганты сверхгиганты.

Схема эволюции одиночной звезды

Эволюция звезд с высокой массой

Звезды с высокой массой ~8М_Q<М_O<~10М_Qэволюционируют, так же как и со средней до момента формирования углеродно-кислородного ядра. Это ядро сжимается и становится вырожденным до того как загорится углерод, форсируя вспышку, известную как углеродная детонация - аналог гелиевой вспышки. Хотя в принципе углеродная детонация может привести к вспышке звезды как сверхновой, некоторые звезды могут пережить эту стадию, и не взорваться. При повышении температуры в ядре вырождение газа может сняться, после чего звезда продолжает эволюционировать как очень массивная звезда.

Очень массивные звезды с М_O>~10М_Q настолько горячи, что гелий загорается в ядре до того, как звезда достигнет ветви красных гигантов, загорание происходит еще тогда, когда эти звезды являются голубыми сверхгигантами и звезда продолжает монотонно эволюционировать в сторону покраснения; пока гелий горит в конвективном ядре, водород горит в слоевом источнике, обеспечивая большую часть светимости звезды. После исчерпания гелия в ядре температура там так высока, что углерод загорается до того, как газ станет вырожденным и углеродное горение включается постепенно без взрывных процессов. Загорание происходит до того, как звезда достигнет асимптотической ветви гигантов. Во все время горения углерода в ядре происходит отток энергии из ядра за счет нейтринного охлаждения, и основным источником поверхностной светимости является горение водорода и гелия в слоевых источниках. Эти звезды продолжают вырабатывать все более и более тяжелые элементы вплоть до железа, после чего ядро коллапсирует, образуя нейтронную звезду или чёрную дыру (в зависимости от массы ядра), а внешние слои разлетаются, что выглядит как взрыв сверхновой II типа.

Мы не можем точно указать массу одиночной звезды, которая должна взорваться как сверхновая второго типа, так как мы не знаем скорости потери вещества массивными звездами, хотя точно знаем, что вещество они теряют на всем протяжении эволюции. Приблизительная оценка массы звезды, которая должна взорваться как сверхновая II типа:М_O=(10±3)М_Q.

На таблице, приведённой ниже собраны теоретические сведения по эволюции одиночных звезд в зависимости от массы. Следует подчеркнуть, что таблица составлена без учета потери массы звездами на поздних стадиях эволюции.

малые массы 0.08MQ<MO<0.5MQ	умеренные массы 0.5MQ<MO<8MQ	массивные звезды 8MQ<MO<100MQ
	0.5MQ<MO<3MQ	3MQ<MO<8MQ	8MQ<MO<10MQ	MO>10МO
горение водорода в ядре
гелиевые бел. карлики	вырожд. He ядро	невырожд. He ядро
	гелиевая вспышка	спокойное горение гелия в ядре
СО белый карлик	вырожд. СО ядро	невырожд. СО ядро
	углеродная дет.	горение углерода в ядре. СО в Fe
горение углерода в ядре. C в O, Ne, Si, Fe, Ni..
O,Ne,Mg...белый карлик или нейтронная звезда	черная дыра

После выгорания водорода в центральной зоне у звезды образуется гелиевое ядро, в котором не идут ядерные реакции и звезда сходит с главной последовательности.

Звёзды с 0,5М_Q<М_O<8М_Q доживут до стадии красных гигантов, в то время как звёзды с массами меньшими чем 0,5М_Q никогда не дойдут до стадии горения гелия в ядре, так как у них никогда не будет достаточных для этого центральной температуры и плотности.

Гелиевое ядро быстро продолжает сжиматься и температура на его границе поднимается, что приводит к началу ядерной реакции горения водорода в тонком слоевом источнике вокруг ядра. Со временем слоевой источник будет захватывать всё большую и большую зону и горение будет происходить уже в толстом слоевом источнике.

Энергия, вырабатываемая водородным слоевым источником, выталкивает внешние слои звезды наружу, заставляя их расширяться и остывать. Более холодная звезда становится краснее, однако из-за своего огромного радиуса её светимость возрастает по сравнению со звёздами главной последовательности. Сочетание невысокой температуры и большой светимости, собственно говоря, и характеризует звезду как красного гиганта (см. рис. 9.4).

Рис 9.4.Строение красного гиганта

 

На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и занимает место на ветви красных гигантов. Когда звезда достигает ветви гигантов, поверхностная конвективная зона расширяется вниз до слоёв, где шли ядерные реакции. Это приводит к тому, что поверхностный химический состав изменяется за счет глубокого перемешивания вещества. Этот процесс перемешивания конвекцией внешних слоёв с внутренними из-за расширения вниз конвективной зоны называется по-английски “first dredge-up”. Структура звезды теперь будет состоять из изотермического гелиевого ядра, которое будет продолжать сжиматься, слоевого источника горения водорода и обширной конвективной оболочки, которая будет расширяться. Таким образом, звезда на стадии красного гиганта – нестабильная звезда. Размеры изотермического гелиевого ядра составляют несколько процентов от общего радиуса звезды, в то время как слоевой источник может занимать значительную часть радиуса.

Во время расширения оболочки ядро продолжает сжиматься и его температура растёт. Когда температура достигает примерно 10⁸ К градусов, а плотность – 10⁴ г/см³, гелиевое ядро загорается и начинает перерабатывать гелий в углерод (тройной a-процесс; см. рис. 9.2). Для звёзд с массами меньше 3М_Q загорание гелия происходит взрывообразно (так называемая гелиевая вспышка). Для больших масс процесс загорания гелия происходит спокойно. После этого на диаграмме ГР звёзды уйдут с ветви красных гигантов и переместятся на горизонтальную ветвь.

 

Рис. 9.5. Строение красного сверхгиганта с массой М_O>10М_Q

Когда в ядре звезды выгорает весь гелий, звезда переходит в стадию сверхгигантов на асимптотическую горизонтальную ветвь и становится красным или жёлтым сверхгигантом. Сверхгиганты отличаются от обычных гигантов, также как гиганты отличаются от обычных звёзд. Они имеют сложное строение со многими зонами, в которых происходят ядерные реакции.

Первоначально в вырожденном ядре происходит превращение гелия в углерод и кислород. Кроме того, имеется тонкая гелиевая оболочка, в которой идут ядерные реакции, а вокруг неё водородная – также с ядерными реакциями. Внешний водородный слоевой источник соседствует с глубокой конвективной зоной, которая перемешивает всё пространство от слоевого источника до поверхности, радиус которой соизмерим с радиусом орбиты Юпитера(см. рис 9.5).

Таблица 9.6

Сравнение звезды с массой Солнца на главной последовательности и на стадии красного гиганта

Возраст (лет)	Масса М/МQ	Радиус R/RQ	светимость L/LQ	Температура (К)	стадия
4,5×109					Главная последовательность
12,2×109					Красный гигант

 

Характерной особенностью фазы сверхгигантов, по-видимому, является нестабильность горящей гелиевой оболочки, в которой происходят тепловые вспышки. Эти вспышки высвобождают энергию во много раз большую (от сотен до миллиона раз), чем энергия выделяющаяся в водородном слоевом источнике. Вспышки в гелиевом слоевом источнике приводят к тепловой пульсации звёзд, находящихся на стадии сверхгигантов. Периоды пульсаций таких звёзд составляют от нескольких тысяч лет для звёзд с массами 5М_Q до сотен тысяч лет для звёзд с массами 0,6М_Q.

Тепловые вспышки в гелиевом слоевом источнике приводят к перемешиванию всей звезды и, в частности, к появлению углерода на поверхности, что приводит к формированию так называемых углеродных звёзд, у которых отношение С/О>1, в отличие от характерного отношения для космоса С/О~0,4.

Дальше сценарий эволюции раздваивается для звёзд с М_O<8М_Q и М_O>8М_Q. Звёзды с М_O<8М_Q будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется, дав начало планетарной туманности, а ядро превратится в белый карлик. Звёзды с М_O>8М_Q будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ядро и тем быстрее она сжигает всё своё топливо. При этом происходит синтез всё новых элементов вплоть до элементов железного пика. На ядре железа процесс синтеза тяжёлых элементов останавливается, т.к. реакции слияния ядер железа и более тяжёлых элементов идёт с поглощением энергии. Такие условия могут быть реализованы только в момент взрыва, что и происходит в итоге при взрыве Сверхновой типа II.

При высоких плотностях звёздного вещества последнее существует в форме «голых» атомных ядер и свободных электронов. Давление звёздного вещества создаётся за счёт движения электронов и ядерных ядер. Но это есть не только тепловое движение, исчезающее при абсолютном нуле температуры. На него накладывается ещё квантовое движение, не прекращающееся и при абсолютном нуле.

9.2.2. Вырожденные ядра звёзд. Белые карлики.

Будем рассматривать звёздную плазму как идеальный газ, состоящий из электронов и положительно заряженных ядер, компенсирующих заряд электронов. Обозначим через n_e число электронов в единице объёма. Пусть газ находится при абсолютном нуле температуры. Движение электронов квантовано. Число возможных квантовых состояний с импульсом меньшим p_max может бытьнайден, если объём импульсного пространства разделить на объём квантовой фазовой ячейки h³:.Таким образом, число электронов в единице объёма будет . Давление этого вырожденного электронного газа Р_{эл_газ} может быть найдено, если воспользоваться соотношением , где U –полная энергия вырожденного электронного газа, которая складывается из энергий электронов, находящихся в различных квантовых состояниях и для нерелятивистского случая принимающая вид: . Отсюда получаем для Р(нерелятив) : .

Таким образом, Р_{эл_газ} ~ (нерелятив.), где r- плотность электронов . (9.19)

Если же газ ультрарелятивистский, то скорость v можно считать постоянной и равной скорости света с.

В этом случае Р_{эл_газ}~(ультрарелятив.)(9.20).

Итак, при высоких плотностях развиваются громадные силы давления вырожденного электронного газа. Спрашивается, могут ли эти силы противостоять силам гравитационного давления? Гравитационное давление в центре звезды (см. 9.8) можно оценить как .

Давление вырожденного нерелятивистского электронного газа возрастает с плотностью r быстрее, чем P_g (см. формулу 9.8). Если бы электронный газ оставался нерелятивистским, то соответствующим выбором плотности r всегда можно было бы добиться, чтобы давление электронного газа Р_{эл_газ} превышало гравитационное давление P_g. Следовательно, в нерелятивистском случае давление электронного газа всегда было бы в состоянии стабилизировать звезду любой массы.

Но при очень высоких плотностях (r>>2×10⁶ г/см³) электронный газ становится ультрарелятивистским, а в этом случае, как показывает формула 9.20, давление газа меняется с плотностью так же, как и гравитационное давление. Последнее, однако, пропорционально также М^2/3. Поэтому стабилизация звезды определяется значением её массы. При массах, меньших некоторого критического значения М_кр, давление газа превышает гравитационное давление. В этом случае звезда может быть стабилизирована давлением вырожденного электронного газа.

Если же М> М_кр, то гравитационное давление начинает превышать давление электронного газа, и последнее уже не в состоянии приостановить гравитационное сжатие звезды.

Критическое значение массы М_кр называется чандрасекаровским пределом по имени Чандрасекера, установившего существование такого предела_. Чандрасекаровский предел определяется из условия, чтобы давление вырожденного электронного газа в центре звезды было равно гравитационному давлению. Численные расчёты показывают, что

, (9.21)

где m- число нуклонов в ядре, приходящихся на один электрон атома. Если вещество состоит из относительно лёгких ядер, для которых N=Z, то m=2, и для М_кр получаем .

Таким образом, при М< М_кр звезда может быть стабилизирована давлением вырожденного электронного газа независимо от того, будет ли этот газ релятивистским или нет. Такие звёзды образуются из красных гигантов, плотные ядра которых в результате термоядерных реакций сбрасывают свои оболочки и начинают вести самостоятельное существование. Это белые карлики. Они характеризуются малыми размерами, очень большими плотностями (порядка 10⁶-10⁷ г/см³) и высокими температурами. Массы белых карликов порядка солнечной, а геометрические размеры порядка размеров Земли. Поскольку «ядерное горючее» в недрах белых карликов израсходовано, их излучение происходит за счёт охлаждения. А так как поверхность белых карликов очень мала, то светимость их также очень мала- в сотни и тысячи раз меньше солнечной. Поэтому остывание белых карликов происходит очень медленно и длится несколько миллиардов лет.

Плотность белого карлика больше 10⁷ г/см³, температура поверхности ~ 10⁴K. При столь высокой температуре атомы должны быть полностью ионизованы и внутри звезды ядра должны быть погружены в море электронов, образующих вырожденный электронный газ. Давление этого газа препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу звезды. Давление вырожденного электронного газа имеет квантовую природу. Оно возникает как следствие принципа Паули, которому подчиняются электроны. Принцип Паули устанавливает предельный минимальный объем пространства, который может занимать каждый электрон. Внешнее давление не в состоянии этот объем уменьшить. В белом карлике все электроны достигли минимального объема и гравитационное сжатие уравновешено внутренним давлением электронного газа.

Оценим максимальную массу белого карлика, воспользовавшись соотношением неопределенности: , приближенно полагая p»Dp и x»Dx. Пусть под действием сил гравитации электроны сближаются до расстояний x, приобретая импульсы p_e. Так как электронная плотность в системе n_е=1/x³, то соотношение неопределённости сведется к p_e»hn^1/3.

Давление электронного газа P будет определяться, как показано выше (см. ур-е 9.19), соотношением: P =n_е cp_e»h×c×n_е ^4/3.

Итак, максимальная масса белого карлика »1.44M_Q . Таким образом, давление вырожденных электронов не может удержать массы большие, чем 1.5M_Q. Если 0.5M_Q< M <1.5M_Q, ядро белого карлика состоит из углерода и кислорода. Если M < 0.5M_Q , ядро белого карлика состоит из гелия.

Плотность белого карлика, который состоит в основном из ядер гелия и углерода, определяется из соотношения:

. (9.22)

В релятивистском случае можно принять скорость электрона приблизительно равной скорости света, тогда р_е »Е_е/с, где Е_е –энергия Ферми вырожденного электронного газа . Электрон можно считать релятивистским уже при энергиях Е_е³0,5 МэВ. Взяв для энергии электрона значение Е_е=1МэВ,получаем:

(9.23)

Светимость белых карликов составляет 10^-2-10^-4 от светимости Солнца. Их излучение обеспечивается запасенной в них тепловой энергией.

Обнаружение повышенного содержания таких ядер как Si, S и Ar свидетельствует в пользу существования белых карликов, основными элементами в центральной части которых являются также O, Ne и Mg.