Лекция 4 Эволюция звезд Эволюция от главной

Лекция 4. Эволюция звезд

Эволюция от главной последовательности к ветви гигантов 2

3

Непосредственно после начального сжатия звезда имеет однородный химический состав по всему объему. Положения звезд на HR-диаграмме, которые они занимают с началом термоядерного горения водорода называют HRдиаграммой нулевого возраста – ZAMS (Zero Age Main Sequence). Весь период горения водорода звезды остаются вблизи ZAMS, но, вследствие медленного изменения химического состава при этом, ZAMS представляется не линией, но лентой. Массивные звезды (M > 20 MSun) со значительным содержанием «металлов» уже на главной последовательности теряют значительную часть массы за счет звездного ветра, что уводит их далеко от ГП еще на стадии горения водорода. эволюция светимости и эффективной температуры звезды по мере выгорания водорода 4

5

6

Нижний (оранжевый) сектор означает однородный водородный состав звезды. Правый вертикальный сектор соответствует доле накопленной светимости, она создается в основном в ядре. Наконец, на фронтальном разрезе показан способ переноса энергии: фиолетовое свечение - это энерговыделяющее ядро, далее зона лучистого переноса и около поверхности конвективная оболочка. 7

Базовый эволюционный трек звезды с одной солнечной массой (1) - ZAMS (Zero Age Main Sequence) модель нулевого возраста на ГП (1 -4) - горение водорода в ядре (главная последовательность) (5 -7) - горение водорода в слоевом источнике (провал Герцшпрунга ) (8 -9) - образование красного гиганта (ветвь красных гигантов) (8) - расширение внешней конвективной оболочки (до слоев, где идут ядерные реакции, перемешивание, изменение поверхностного хим. состава ("first dredge-up"). (9) - гелиевая вспышка (загорается гелий в вырожденном ядре) (9 -10) - исчезновение конвективной оболочки (10) - горизонтальная ветвь (10 - 13) - спокойное горение гелия в ядре и водорода в слоевом источнике (14) - исчерпание гелия в ядре (14 -15) - вторичное расширение внешней конвективной оболочки ("second dredge-up"), красный сверхгигант, ранняя асимптотическая ветвь сверхгигантов (early-AGB) (15) - начало тепловой неустойчивости сверхгиганта (тепловые вспышки в слоевом гелиевом источнике), пульсации далее постепенная потеря массы, и в конце концов сброс оболочки, возникновение планетарной туманности и образование вырожденного углеродно-кислородного белого карлика из обнажившегося ядра с массой 0. 6 Мsun. 8

Примерная эволюция звезды с 1 массой Солнца примерное стадия центр. темп. время до след. эволюции (106 К) стадии, лет поверх. центр. плотн. радиус темп. (К) (г/см 3) R/Rsun объект 1 -4 1010 15 6000 102 1 главн. послед. 5 -7 108 50 4000 104 3 ветвь субгигантов 9 105 100 4000 105 100 гелиевая вспышка 10 5 107 200 5000 104 10 горизонтальная ветвь 14 -15 104 250 4000 105 500 асимптотическая ветвь гигантов -- 105 300 100, 000 107 0. 01 углеродное ядро -- 104 -- 3000 10 -20 1000 -- 109 100 50, 000 107 0. 01 планетарная туманность белый карлик -- вечно близко к 0 107 0. 01 черный карлик 9

10

Базовый эволюционный трек звезды с пятью солнечными массами (1) - ZAMS (Zero Age Main Sequence) модель нулевого возраста на ГП (1 -3) - горение водорода в ядре (главная последовательность) (4) - исчерпание водорода в ядре (4 -5) - общее гравитационное сжатие звезды (5 -6) - возгорание водорода в слоевом источнике (6 -7) - горение водорода в толстом слое (5 -7) - провал Герцшпрунга (8) -возникновение обширной конвективной оболочки ("first dredge-up"). (7 -9) - фаза красного гиганта (ветвь красных гигантов) (9) - загорание гелия (спокойное) (9 -10) - исчезновение конвективной оболочки (10 -11) - горизонтальная ветвь (9 -13) - горение гелия в ядре и водорода в слоевом источнике (14) - исчерпание гелия (15) - вторичное расширение внешней конвективной оболочки ("second dredge-up"), звезда переходит на асимптотическую ветвь сверхгигантов c тепловыми пульсациями в слоевом гелиевом источнике (TP-AGB). Красный сверхгигант, сжатие углеродного ядра, горение гелия в слоевом источнике и водорода в слоевом источнике, далее постепенный сброс оболочки, возникновение планетарной туманности и образование белого карлика из обнажившегося ядра c массой 0. 85 М sun. 11

Схематические эволюционные треки звезд с 1, 5, и 25 солнечными массами Ядерное горение в ядре отмечено толстыми линиями на соответствующих треках Iben I. Jr. "Single and binary star evolution" Ap. J. Suppl. 1991 76, 551 12

Сжатие гелиевого ядра ведет к росту T и энерговыделения в слоевом источнике (ε ~ T 5. . 17), что выводит звезду из состояния равновесия В процессе расширения звезда достигает линии Хаяши (за время ~107 лет) при L ~ const ~ Teff 4 · R 2 → Teff ~ R− 1/2, т. е. R ↑ → Teff ↓. Массивные звезды находятся на линии Хаяши, пока сжатие ядра не приведет к горению гелия и смещению влево на ГР-диаграмме Маломассивные звезды будут продолжать расширение при постоянной T и уменьшении L (для Солнца: Teff ≈ 3500 K, L ≈ 300 LSun при R = 1 а. е. ) После окончания горения водорода в ядре звезда отходит вправо от главной последовательности на диаграмме эффективная температура–светимость (диаграмма Герцшпрунга–Рассела), ее эффективная температура уменьшается, и звезда перемещается в область красных гигантов. Это связано с конвективным переносом энергии от слоевого водородного источника, располагающегося непосредственно вблизи гелиевого ядра. В самом ядре температура из-за гравитационного сжатия постепенно повышается, и при температуре Tc ~ 2÷ 3. 107 K и плотности ρс ~ 103 ÷ 104 г/см 3 начинается горение гелия. 13

Эволюционные треки до начала горения гелия Главная последовательность (1 -3): 1. 0·MSun: 9. 0. 109 лет 2. 2·MSun: 5. 0. 108 лет 15·MSun: 1. 107 лет Ветвь гигантов (5 -6): 1. 0·MSun: 1. 0. 109 лет 2. 2·MSun: 3. 8. 107 лет 15·MSun: 1. 5. 106 лет(6 -10) при горении водорода T и L должны возрастать для p-p цикла Для CNO цикла растет L, но не T (вследствие конвекции в ядре) После выгорания водорода в ядре, горение водорода продолжается в слоевом источнике вокруг ядра (T↓) M > 1. 4 MSun ядро предварительно должно сжаться Толщина линии указывает на продолжительность стадии (Iben, 1967) 14

Оценки времен жизни на разных этапах эволюции звезд время жизни период от ГП до время жизни на звезды как красных ГП (106 лет) красного гиганта гигантов (106 лет) масса M/Msun спектральный класс 30 O 5 4. 9 0. 55 0. 3 15 B 0 10 1. 7 2 9 B 2 22 0. 2 5 5 B 5 68 2 20 3 A 0 240 9 80 1. 5 F 2 2, 000 280 1. 0 G 2 10, 000 680 0. 5 M 0 30, 000 0. 1 M 7 107 15

После выгорания водорода в центральной зоне у звезды образуется гелиевое ядро в котором не идут ядерные реакции и звезда сходит с главной последовательности. Гелиевое ядро звезды будет продолжать сжиматься и температура на его границе поднимется, что приведет к началу ядерной реакции горения водорода в тонком слоевом источнике вокруг ядра. Со временем слоевой источник будет захватывать все большую и большую зону и горение будет происходить уже в толстом слоевом источнике. В то время, как ядро звезды будет сжиматься и нагреваться, оболочка наоборот будет расширяться, охлаждаться и становится конвективной. Через небольшой промежуток времени наступит момент расширения нижней границы внешней конвективной зоны вниз вплоть до слоя, в котором идет реакция горения водорода (по-английски first-dredge up) звезда изменит свой поверхностный состав из-за перемешивания (вынося на поверхность продукты горения CN цикла, преимущественно 14 N и 13 C) и очень быстро увеличит свой радиус и светимость при остающейся невысокой температуре, собственно говоря такая звезда и называется красным гигантом возраст (лет) масса M/Msun радиус R/Rsun светимость L/Lsun температура (К) стадия 4. 5 109 1 1 1 5779 главная послед. 12. 2 109 1 170 2350 3107 красный гигант 16

Эволюция после ветви гигантов 17

§ M ≤ 0. 5 MSun: давление вырожденных электронов остановит сжатие ядра при Tc < 108 K, горение гелия не начнется; § 0. 5 MSun ≤ M ≤ 2. 5 MSun: горение водорода в слоевом источнике увеличивает T и M ядра. Сжатие ядра сдерживается давлением вырожденных электронов. При 108 K начинается горение гелия (ε 3α ~ Tc 30), но саморегуляции не происходит из-за независимости давления от T. Энерговыделение резко возрастает, He перерабатывается в C и O. При дальнейшем росте T классическое давление превышает вырожденное и ядро расширяется, а T падает. Звезда расширяется и достигает максимума светимости на ветви гигантов (гелиевая вспышка). После гелиевой вспышки звезда переходит на горизонтальную ветвь. При этом в ядре горит гелий, в оболочке – водород, также идут Возникает O-C ядро вокруг которого в слоевом источнике начинает гореть гелий, звезда опять расширяется до линии Хаяши и движется вверх по асимптотической ветви гигантов (AGB) 18

§ M > 2. 5 M : процессы аналогичны маломассивным звездам, но электронный газ не вырожден и переход к горению гелия идет постепенно при постоянной светимости. 19

Сверхгиганты, находящиеся на последних стадиях эволюции (красные сверхгиганты), имеют весьма сложное строение, в чем-то напоминающее строение луковицы в разрезе. Как известно из теории эволюции звезд на основе ядерных превращений в ядре звезды будут синтезироваться все новые и новые элементы, вплоть до элементов железного пика. В тоже время будет продолжаться горение элементов в слоевых источниках вокруг ядра. В сложном, далеко проэволюционировавшем сверхгиганте будет инертное железное ядро и последовательные горящие оболочки из кремния, неона, кислорода, углерода, гелия и водорода возраст (лет) масса M/Msun радиус R/Rsun светимость L/Lsun температура (К) стадия 4. 55 109 1 1 1 5779 ZAMS 12. 23 109 1 166 2350 3107 красн. гигант 12. 35 109 1 180 3000 3160 сверхгигант 20

MS = main sequence TO = turn-off RGB = red giant branch HB = horizontal branch AGB = asymptotic giant b. P-AGB = post-AGB BS = blue stragglers 21

Эддингтоновский предел 22

условие потери устойчивости Предельная светимость стабильного объекта (Эддингтоновский предел) 23

Звездный ветер и тепловые пульсации звезд 24

На последних стадиях эволюции до 90 % массы звезды может быть потеряно через звездный ветер и тепловые пульсации (характерно для массивных звезд). Звездный ветер – лучевое давление Темп потерь массы до 5 × 10− 5 M /год Скорость до 4000 км/с Пульсации: горение гелия в слоевом источнике на C-O ядре ведет к расширению и охлаждению оболочки и остановке горения водорода. В слоевом источнике весь гелий выгорает, температура падает и оболочка опять сжимается и начинается горение водорода порождающее слоевой гелиевый источник. Процесс повторяется. Возникают пульсации звезды с периодом 100… 1000 лет и быстрые осцилляции с периодом около 1 года. При пульсациях сбрасывается часть оболочки. 25

Тепловые пульсации – один из важных механизмов образования тяжелых элементов посредством нейтронных захватов и β-распадов. Во время пульсаций водород из оболочки перемещается к ядру, а обогащенное 12 C вещество – в верхние слои. Поставщиками нейтронов являются следующие цепочки реакций: Выброшенные нейтроны захватываются тяжелыми ядрами (начиная с железа) и через β-распады ведут к формированию элементов вплоть до свинца. 26

Эволюция звезд умеренных масс (M < 8 MSun) 27

M < 8 M → белый карлик с M < 1. 4 M M ≤ 0. 5 M : конвективны, нет слоевого источника, гелий не горит. Звезда сжимается и нагревается. Сжатие останавливается вырожденными электронами. Далее – медленное остывание (τnuc > 40 млрд лет). M > 0. 7 M : успевают эволюционировать за время жизни вселенной 0. 5 M < 2. 5 M : эволюционируют по ветви гигантов M > 2. 5 M : эволюционируют по горизонтальной ветви гигантов Ветвь гигантов → сброс оболочки → высвобождение C-O ядра → сжатие ядра в белый карлик (Teff ≈ 105 K) Масса, MSun Время, лет 1 100 0. 8 1000 0. 7 10000 0. 6 30000 0. 55 50000 Характерное время перехода на стадию БК после сброса оболочки 28

Планетарные туманности OIII λ = 4959 Å λ = 5007 Å 29

Белые карлики для вырожденного электронного газа Время охлаждения порядка 109 лет Если масса БК превысит предел Чандрасекара, БК потеряет стабильность, что приведет к взрыву звезды как сверхновой типа Ia 30

Сверхновые типа Ia Рост массы БК за счет перетоков вещества в тесных системах. Коллапс ведет к разогреву и термоядерному горению с образованием до 50 % железа энергия связи БК полное разрушение БК энергия горения БК Вид кривой блеска обусловлен радиоактивным распадом Ni→Co→Fe 31

Эволюция массивных звезд (M > 8 MSun) 32

Большая потеря массы за счет звездного ветра в ходе эволюции топливо T, K ρ, г/см 3 охлаждение T, лет продукты Mcore, M H 3 · 107 1 γ 107 He 10 He 2 · 108 500 γ 106 C, O 6 C 6 · 108 105 ν 103 Ne, Mg 5 Ne 1, 2 · 109 106 ν 10 Mg, Si 3 O 2 · 109 107 ν 1 Si, S 2 Si 3 · 109 108 ν часы Fe, Ni 1. 5 После образования железа термоядерные реакции останавливаются, что совместно с большими потерями энергии за счет нейтрино ведет к сжатию и разогреву ядра. Разогрев ведет к резкому увеличению потерь энергии через нейтрино, т. к. при T > 109 K начинают протекать реакции при T > 109 K Также начинается вдавливание электронов в протоны: p + e− → n + νe : обратный β-распад (нейтронизация вещества) при высоких плотностях уменьшение упругости вещества и давления и дальнейшее сжатие ядра 33

34

Дальнейшая нейтронизация вещества. Β-распады запрещены принципом Паули T ~ 1011 K : фотодиссоциация железа и гелия Давление резко падает и ядро начинает сжиматься в режиме свободного падения имплозия ядра за время порядка миллисекунд ρ ≈ 1012 г/см 3 : большая часть вещества ядра превращается в нейтроны и нейтрино ρ ≈ 1014 г/см 3 : ядерная плотность, нейтроны нерелятивистски вырождены Mcore < 2 M : сжатие останавливается (нейтронная звезда) → сверхновая Mcore > 2 M : сжатие нечем остановить → черная дыра При образовании нейтронной звезды, оболочка падает на нее, образуется ударная волна, перегревающая оболочку, которая взрывается (скорость расширения до 10000 км/с) при этом образуются элементы тяжелее железа (нейтронные захваты: s- и r-процессы) Высокие скорости движения нейтронных звезд указывают на несимметричный 35 коллапс.

Сверхновые второго типа Длительность нейтринной вспышки – порядка 1 -10 с В этот промежуток времени нейтринная светимость сверхновой II типа превышает оптическую светимость ВСЕХ звезд видимой Вселенной Сверхновые Ibc – гигантские звезды без водородной оболочки 36

Кривые блеска сверхновых различных типов 37

Нейтронные звезды § учет ядерного взаимодействия в уравнении состояния § учет эффектов ОТО в сильном гравитационном поле Egrav ≈ GM 2/R ≈ 0. 1 Mc M ≈ 2− 3 M (предел Oppenheimer-Volkov) нейтроны релятивистски вырождаются, нейтронная звезда теряет стабильность (P~ρ4/3) и коллапсирует в черную дыру M ≈ 1. 4 M для наблюдаемых нейтронных звезд 38

Условие «вмороженности» магнитного поля в плазму При сжатии звезды типа Солнца со средней напряженностью магнитного поля на поверхности B 0 ~ 1 Гс до размеров НЗ 10 км, получаем Что и наблюдается в типичных НЗ – радиопульсарах. Общее число нейтронных звезд в Галактике оценивается 108 ÷ 109, из них пульсаров (молодых нейтронных звезд) – порядка 105. Часть НЗ входит в состав двойных систем. При перетекании вещества на НЗ с сильным магнитным полем (> 1010 Гс) наблюдается феномен рентгеновского пульсара. Если магнитное поле НЗ не такое большое, вещество на поверхности нейтронной звезды скапливается (заметим, что оно находится в вырожденном состоянии), и превышении некоторого критического значения плотности и температуры на поверхности НЗ происходит термоядерный взрыв. Эти взрывы наблюдаются в виде рентгеновских барстеров (или вспыхивающих рентгеновских источников). 39

40

41

Черные дыры звездных масс Результат эволюции звезд с M ≥ 25 M Если ЧД входит в состав тесной двойной системы, при перетекании вещества с соседней звезды вокруг черной дыры образуется аккреционный диск, вещество разогревается до высоких температур, и может наблюдаться яркий рентгеновский источник. Современными методами наблюдений рентгеновских источников обнаружено свыше 10 кандидатов в ЧД – невидимых компонентов рентгеновских тесных двойных систем, масса которых больше 3 M , которые не являются рентгеновскими пульсарами или барстерами (т. е. вещество при падении не направляется магнитным полем или останавливается твердой поверхностью). 42

Аккреционные диски 43

условие равновесия во вращающемся диске Энергия, выделяющаяся при движении частицы к центру диска Радиус Шварцшильда (точнее, нужен наименьший радиус круговой орбиты) полная светимость диска невращающаяся ЧД предельно вращающаяся ЧД 44

Тесные двойные системы 45

46

47

В зависимости от массы и эволюционной стадии компонентов тесной системы могут наблюдаться следующие явления: Катаклизмическая переменная: холодная звезда главной последовательности, заполняющая свою полость Роша и белый карлик. Масса перетекает на белый карлик через аккреционный диск. Наблюдаются всплески излучения из-за нестабильностей во вращающемся диске. Новая: белый карлик и маломассивная звезда. Перенос массы приводит к взрывному горению водорода на поверхности БК. Сверхновая типа Ia: белый карлик и маломассивный компаньон. Перенос массы приводит к превышению предела Чандрасекара для БК, что заканчивается его взрывом. Маломассивная рентгеновская двойная(LMXB): нейтронная звезда или черная дыра с маломассивным компаньоном, заполняющим свою полость Роша. Возникает горячий аккреционный диск, излучающий в рентгеновском диапазоне. Массивная рентгеновская двойная(HMXB): подобна LMXB, но с горячим и ярким оптическим компаньоном. 48

49