Астрофизика введение в астрофизику Лекции 11 -12 Эволюция

Астрофизика (введение в астрофизику) Лекции 11 -12 Эволюция звезд 1. Реакции синтеза Не. 2. Эволюция Солнца. 3. Эволюция массивных звезд. 4. Эффекты селекции на диаграмме Г-Р. Функция светимости. 5. Скопления звезд. 6. Динамическая эволюция рассеянных звездных скоплений (РЗС). 7. Схема формирования РЗС.

50 Мо 1 Mо 0. 1 Мо

100 Rо 1 Rо 0. 01 Rо

• Источник энергии на стадии ГП: в конечном счете – превращение водорода в гелий: 4 1 H 4 He ΔE ≈ 26. 731 Me. V = Δm·c 2 • Дефект массы ~0. 7%, самый большой из всех реакций термоядерного синтеза; энергетика в ~10 раз больше других реакций • Водород «сгорает» медленнее других ядер, и его ~70% по массе • Cтадия ГП самая продолжительная (в ~100 раз длиннее стадии «горения» He)

Энерговыделение в ядре: Протон-протонная цепочка Т=15· 106 К 1 70% 1. 44 Мэв 8· 109 лет 5. 49 12. 86 30% 2 4· 10 -8 2· 105 Eνe 1 - 0. 26 Мэв 2 - 0. 86 3 - 7. 3 (0 -14. 1) 0. 1% 3 Жизнь звезд на ГП

Энерговыделение в ядре: Цикл CNO Эффективность протон-протонной цепочки и цикла CNO в ядре ε ~ T 17 ε ~ T 4 Жизнь звезд на ГП Солнце

Зависимость масса - светимость Жизнь звезд на ГП • Энерговыделение: L ~ Mα, • α ~ 2. 6 – 4. 5 в зависимости от массы звезды; в среднем 0. 5 MSUN ~2. 6 2 MSUN ~3. 6 ~4. 5 L ~ M 3. 5 • Запасы энергии: E ~ M • Время жизни на ГП: τ ~ E / L ~ M 1 -α ~ M -2. 5 – резко падает с массой M α В старых звездных системах на ГП нет массивных звезд

Эволюция Солнца

• M < ~1. 8 -2. 2 MSUN : при высоком давлении в ядре (~106 г/см 3) возникает электронное вырождение (нечувствительность давления к температуре, статистика Ферми-Дирака) • В результате начало “горения” гелия (требующее ρ~106 г/см 3 и T~8∙ 107 K) ведет к резкому росту температуры без расширения ядра, и снятие вырождения сопровождается катастрофической гелиевой вспышкой (Helium Flash) • Наблюдается на стадии вершины ветви гигантов у звезд шаровых скоплений, сопровождается сбросом массы

• Особенности эволюции после ГП • Слоевое «горение» водорода: расширение оболочки и сжатие ядра (в шкале времени Кельвина-Гельмгольца) субгиганты • Время жизни: ~12 Myr (3 MSUN) - ~1 Myr (6 MSUN) У звезд с массами более ~2 MSUN вырождения не возникает (низкая ядерная плотность!) 5 MSun Охлаждение за счет конвективной оболочки

Стадии и временные шкалы эволюции звезды 1 MSUN Стадия Хаяши гравитационное сжатие ~200 Myr Карлик (ГП) “горение” H в ядре (p-p) 12∙Gyr Красный гигант (RGB) “горение” H в слое 250 Myr Красный гигант (HB) “горение” He в ядре + “горение” H в слое 100 Myr Красный гигант (AGB) слоевое “горение” He и H 0. 7 Myr Pl N слоевое “горение” He и H 104 лет WD только охлаждение >> 1 Gyr

• Треки Хаяши (синий цвет) и эволюционные треки (красный) звезд с массами 1. 6 – 2. 0 MSUN

Продвинутые стадии звездной эволюции (после ГП) для звезд разных масс

Эволюция >8 M Ядерные реакции: T~6 х108 12 C 20 Ne, немного 23, 24 Mg, 23 Na (годы) T~109 процесса 20 Ne 16 O, немного Mg, Si и элементы s- T~2 х109 16 O 32 S (T ниже), 28 Si (T выше), немного Mg, P T>3 х109 28 Si S, Ca, Ti, Cr пик Fe (Ni) (дни)

• В ходе эволюции масса звезды непрерывно уменьшается (звездный ветер, взрывная потеря массы) • Показана связь начальной массы M 1 (на НГП) с массой звездного остатка Mr : WD, NS, BH) BH • Black Holes • Neutron Stars • White Dwarfs ~1. 4 M 0

Конечные стадии эволюции > 8 M : SN II (с коллапсом ядра) • После достижения ядром массы ~1. 4 M идет его катастрофическое сжатие • T~6 x 109: быстрая (~1/4 с) фотодиссоциация Fe: • 56 Fe + γ (~100 Me. V) → 13 4 He + 4 n, • 4 He → 2 p + 2 n, p + e → n + ν • Результат: образование множества нейтронов • Нейтрино уносят энергию, ускоряя коллапс ядра и, поглощаясь оболочкой, ускоряют её сброс (в миллисекундной шкале времени) • Остаток: нейтронная звезда (остановка коллапса: вырожденность и ядерные силы)

Эволюционный путь в зависимости от начальной массы звезды Масса на Масса остатка ZAMS Источник энергии и стадии эволюции Конечная стадия < 0. 08 ~как на ZAMS Горение D, Li, коричневый Карлик Холодный «черный» карлик 0. 08 - 0. 3 ~как на ZAMS Горение H; нет горения He; He - WD полная конвекция; только ГП; стадий RGB HB, AGB не достигает 0. 3 - 8 немного растет с массой на ZAMS; 0. 17 -1. 33 с максимумом на 0. 6; теоретический верхний предел 1. 4 (Chandrasekhar) Горение H и He; стадии MS, HB, AGB, PN, WD C - O WD (электронное вырождение) 4 -8? 8 - 10 ? Как 0. 3 - 8 Горение H, He; C Ne and Mg; стадии MS, RGB, HB, AGB, PN, WD O-Ne-Mg WD 8/10 - 25/50 примерно 1. 4 Реакции синтеза вплоть до пика железа; стадии MS, RGB, HB, AGB; SN II NS (нейтронное вырождение) > 25/50 > 1. 4, но не более ~ 3? Как и в предыдущем случае BH

Звездные скопления Число звезд Положение в Г. Присутствие ПЗ Диаграмма Г-Р Возраст, лет Население Г. Рассеянные ЗС Шаровые ЗС (галактические) 102 -103 104 -106 b≤ 15º cгущение к ЦГ и полюсам Г. Сδ, δSct, I, E СW, RR Lyr… V VI как правило, ≤ 109 ≥ 1010 диск гало (сфер. )

Рассеянные звездные скопления Большое значение в физике и эволюции звезд имеет начальная главная последовательность (НГП, ZAMS), которая получается построением совмещенной по скоплениям диаграммы Г-Р. На рисунке: сводная диаграмма Г-Р для ряда хорошо изученных рассеянных скоплений, которая получена совмещением ГП скоплений с ГП скопления Гиады (получена тригонометрическим методом).

Факторы, обеспечивающие динамическую эволюцию звездных скоплений • Парные сближения звезд «испарение» звезд, потеря энергии, сжатие • Приливные силы со стороны Галактики и приливные «удары» ускорение распада • Динамическое трение в звездном фоне изменение орбиты, приближение к центру галактики, ускорение распада

Приливные силы • Вызываются внешними по отношению к скоплению массами (балджем и диском Галактики, массивными молекулярными облаками, другими скоплениями и т. п. ) • Полная аналогия с лунносолнечными приливами в земных океанах

Моделирование пролета ГМО мимо скопления Видно изменение структуры скопления

Звезды V f • Динамическое трение: гравитационная «фокусировка» звезд позади массивного объекта (скопления) избыток плотности тормозит скопление. Быстро растет с массой, в отличие от обычного гравитационного взаимодействия.

• Время жизни типичного рассеянного скопления ~ 200 -300 Myr (один галактический год!)

Эволюция и образование приливного «шлейфа» массивного (1500 звезд) рассеянного скопления в приливном поле двухкомпонентной Галактики на протяжении 1. 5 млрд. лет (наблюдатель движется вместе со скоплением по круговой орбите) (Чумак, Расторгуев, 2005 -2006) • Центр Галактики – слева • Скопление движется вверх • Синие точки – звезды большой массы • Красные точки – звезды малой массы

к ЦГ

THE END

THE END

• Robertson & Kravtsov – umich, 2007) • Процессы звездообразования в молекулярном газе При большой плотности в результете охлаждения молекулярный газ разбивается на отдельные облака.

Формируются первые звезды, интенсивность поля излучения растет. UV фотоны частично диссоциируют облака.

Из-за радиации звездообразование в облаках меньшей плотности подавляется. В некоторых облаках весь молекулярный газ диссоциирует, эффективность охлаждения падает и газ нагревается. Даже при малом характерном времени охлаждения звездообразование практически прекращается.

Взрывы массивных Сверхновых могут ударными волнами стимулировать продолжение звездообразования.

По мере угасания молодых горячих звезд молекулярные облака частично восстанавливаются, давая начало новому витку звездообразования.

• Треки Хаяши (синий цвет) и эволюционные треки (красный) звезд с массами 1. 6 – 2. 0 MSUN