ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР
Зоря - велетенське розжарене небесне тіло сферичної форми, в надрах якої відбувалися або відбуваються термоядерні реакції.
Еволюція зір - зміна фізичних характеристик, хімічного складу та внутрішньої будови зорі з часом.
Еволюція окремої зорі в основному визначається її масою та (деякою мірою) хімічним складом. Для наочного опису еволюції застосовують діаграму Герцшпрунга — Рассела, на якій позначають розташування зорі на кожному етапі. Утворену криву називають еволюційним треком зорі.
Діагра́ма Герцшпрунга—Рассела — графічно відображена залежність між світністю (чи абсолютною зоряною величиною) та спектральним класом (тобто, температурою поверхні) зорі.
Світність — світловий потік, що випромінюється одиницею площі світної поверхні ( зоря, галактика), яка випромінює, відбиває або пропускає світловий потік в усіх напрямках.
Світловий потік — кількісна характеристика випромінювання, яке випромінюється джерелом світла.
У подвійних та кратних системах на еволюцію суттєво впливає обмін масою між компонентами: до початку обміну масою еволюція відбувається так само, як і для окремих зір, але коли якась із зір системи заповнює свою порожнину Роша (здебільшого це відбувається на заключних стадіях еволюції), починається перетікання речовини на супутник, що призводить до незвичайних явищ, які в еволюції поодиноких зір не трапляються.
Порожнина Роша — простір навколо гравітуючого тіла у подвійній системі, оточений еквіпотенційною поверхнею нульового рівня. Всередині кожної порожнини тяжіння центрального тіла переважає гравітацію сусіда.
Еквіпотенціальна поверхня (лінія рівного потенціалу) — поверхня, в усіх точках якої однаковий потенціал.
ПРОТОЗОРЯ
Еволюція зорі починається з гравітаційного колапсу молекулярної хмари міжзоряного газу. Типова молекулярна хмара має розмір приблизно 100 світлових років. У процесі гравітаційного колапсу хмара фрагментується на менші частки, кожна з яких стискається вже окремо.
Тому зорі зазвичай народжуються групами. Під час колапсу потенційна енергія гравітаційної взаємодії молекул газу між собою перетворюється на тепло. Густина й тиск газу, що колапсує, найшвидше зростають у центрі хмари. Утворюється ядро, яке називають протозорею.
Подальший розвиток подій залежить від маси протозорі.
Молекулярна хмара — порівняно густі холодні конденсації міжзоряного газу, в яких водень перебуває переважно в молекулярному стані.
Хмара, що відокремилася від туманності Кіля. Поблизу видно нещодавно сформовані зорі, їх зображення має червоний колір, оскільки синє світло розсіюється пилом.
Міжзоряний газ — газ, що заповнює простір між зорями.
Коричневі карлики та субзоряні об'єкти
Якщо протозоря має масу меншу ніж 0,08 M☉, то температура в її надрах ніколи не досягне рівня, достатнього для початку термоядерної реакції перетворення Гідрогену на Гелій, але можуть відбуватися термоядерні реакції за участі Літію та дейтерію.
Термоядерний синтез — це процес, під час якого два, або більше, атомні ядра об'єднуються, формуючи важче ядро.
Такий об'єкт називають коричневим карликом. Вони мають масу не менше 0,0125 M☉ (або 13 мас Юпітера). У менш масивних об'єктах умови для початку термоядерних реакцій не виникають.
Для протозір із масою понад 0,08 M☉ температура в ядрі врешті-решт досягне 3×106K, необхідних для початку реакцій протон-протонного циклу.
Стискання зорі може тривати ще деякий час і припиняється, коли виділення енергії внаслідок термоядерних реакцій повністю врівноважує її витрати на випромінювання. Протозоря стає повноцінною зорею й опиняється на головній послідовності.
Протон-протонний ланцюжок (також протон-протонний цикл або водневий цикл) — низка термоядерних реакцій, у яких водень перетворюється на гелій. Є основним джерелом енергії зір невеликої маси (до 1,2 M☉), що перебувають на головній послідовності.
ГОЛОВНА ПОСЛІДОВНІСТЬ
Енергія, що виділяється в термоядерних реакціях, підтримує випромінювання зорі та високий тиск у її надрах, який врівноважує тяжіння. У зір із масою до 1,2 M☉ перетворення гідрогену на гелій відбувається переважно шляхом протон-протонного циклу, у масивніших зір — шляхом вуглецево-азотного циклу.
Світність та ефективна температура зорі на головній послідовності змінюється дуже мало. Це найтриваліша стадія еволюції — тривалість усіх подальших стадій становить лише 10 % від часу перебування на головній послідовності. Час перебування зорі на головній послідовності визначається її масою.
Перебування зорі на головній послідовності закінчується утворенням у її надрах гелієвого ядра. Подальша доля зорі залежить від її маси. З погляду еволюції зорі поділяють на такі групи:
- зорі невеликої маси ( 0,08<= M/M☉ <= 2-2,3)
- зорі помірної маси (2-2,3 <= M/M☉ <= 8-10)
- масивні зорі ( M/M☉ >= 8-10)
де, M - маса зорі, M☉ - маса Сонця
Межа між зорями малої маси та зорями помірної маси визначається умовами, в яких розпочинаються термоядерні реакції за участі гелію: у зорях помірної маси потрійна гелієва реакція (потрійна альфа-реакція) розвивається в невиродженому ядрі й відбувається спокійно; у зорях малої маси ця реакція розпочинається у виродженому ядрі й має характер теплового вибуху.
Межа між зорями помірної маси та масивними зорями визначається аналогічно за умовами початку реакцій у вуглецевому ядрі.
Потрійна альфа-реакція — послідовність термоядерних реакцій, унаслідок яких три альфа-частинки (ядра гелію-4) утворюють ядро вуглецю-12.
Вуглецево-азотний цикл — ланцюжок термоядерних реакцій за участі ядер вуглецю, азоту, кисню та фтору, унаслідок яких водень перетворюється на гелій та виділяється енергія.
ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР ПІСЛЯ ГОЛОВНОЇ ПОСЛІДОВНОСТІ
ЗОРІ МАЛОЇ МАСИ
Коли майже весь гідроген в ядрі перетворюється на гелій, термоядерні реакції сповільнюються, зменшується температура та, відповідно, тиск у ядрі. Гідростатична рівновага порушується й під дією сил тяжіння відбувається стискання ядра.
Це призводить до зростання його густини та температури. У цей період структура зорі змінюється. Зовнішні шари розширюються, а температура поверхні зменшується, світність зорі зростає, вона перетворюється на червоного гіганта. Термоядерне горіння гідрогену продовжується в шарі на периферії ядра, а маса гелієвого ядра поступово зростає.
У зорях із масою меншою ніж 0,5 M☉ умови для інших термоядерних реакцій ніколи не виникають. Після припинення термоядерних реакцій протон-протонного циклу такі зорі поступово остигатимуть, хоча тривалий час іще будуть слабко випромінювати в інфрачервоному й мікрохвильовому діапазоні.
У зорях із масою від 0,5 до 2,25 M☉ коли маса гелієвого ядра сягає 0,4—0,5 M☉, а температура в ньому становить приблизно 100 мільйонів К, починається потрійна альфа-реакція, в якій гелій перетворюється на Карбон. Оскільки реакція відбувається у виродженому ядрі, вона набуває вибухового характеру.
Внаслідок спалаху зоря втрачає оболонку, що складається переважно з Гідрогену, і, таким чином, позбувається можливих джерел термоядерної енергії та врешті-решт перетворюється на білого карлика.
ЗОРІ ПОМІРНОЇ МАСИ
У зір помірної маси після вичерпання гідрогену в ядрі також розпочинається потрійна гелієва реакція, але на відміну від зір малої маси вона перебігає спокійно. Гелій в ядрі перетворюється на карбон, водночас (завдяки реакціям вуглецево-азотного циклу) утворюється також деяка кількість оксигену та нітрогену.
Ці елементи накопичуються у виродженому ядрі зорі, яке поступово зростає. Врешті-решт температура та густина в такому ядрі досягають величин, коли розпочинаються реакції між ядрами карбону. Оскільки ці реакції розпочинаються у виродженому стані ядра, початок реакції матиме характер теплового вибуху.
Бурхливий початок реакції призводить до скидання оболонки, яка, крім гідрогену й гелію, містить значну кількість інших елементів (зокрема, карбону, нітрогену та оксигену).
Після скидання оболонки зоря залишається без джерел термоядерної енергії й перетворюється на вуглецевого білого карлика.
МАСИВНІ ЗОРІ
Зорі з масою понад 8 M☉ після спалювання гелію залишаються досить масивними для початку в їх надрах подальших реакцій нуклеосинтезу, спочатку — за участі карбону. Якщо зоря дуже масивна, далі можуть відбуватися реакції за участі силіцію, магнію і так далі, до заліза.
Кожна нова реакція розпочинається в центрі зорі, а всі попередні продовжуються в зовнішній частині ядра, таким чином структура зорі стає багатошаровою (подібною до цибулини).
Основна частина хімічних елементів до феруму, з яких складається Всесвіт, утворилися саме в результаті нуклеосинтезу в надрах зір. Залізо не може бути паливом для подальших ядерних реакцій (як синтезу, так і розпаду), оскільки ядро заліза має найбільшу енергію зв'язку на один нуклон.
Усі ядерні реакції за участі заліза відбуваються з поглинанням енергії. Внаслідок цього масивна зоря накопичує залізне ядро. Щоправда, завдяки s- та p-процесам у невеликій кількості утворюються також ядра хімічних елементів, важчих заліза.
Температура й тиск усередині ядра продовжують збільшуватися й досягають рівня, коли енергія Фермі виродженого електронного газу сягає різниці мас між нейтроном та протоном з електроном (близько 0,78 МеВ).
Тоді розпад нейтрона стає забороненим і він, фактично, перетворюється на стабільну частку. Вільні високоенергетичні електрони починають взаємодіяти з протонами (з утворенням нейтронів).
Починається нейтронізація речовини в ядрі зорі. Тиск виродженого електронного газу далі вже не зростати не може. Це створює умови для гравітаційного колапсу ядра, після чого оболонка зорі просто падає на ядро.
Енергія, що вивільняється внаслідок падіння зовнішньої оболонки на нейтронізоване ядро настільки велика, що зоря буквально вибухає. Такі події називають спалахом наднової. Протягом короткого часу спалаху наднова випромінює стільки ж енергії, скільки всі зорі галактики разом узяті.
Нуклеосинтез — процес утворення ядер атомів хімічних елементів під час еволюції Всесвіту.
Нуклон — загальна назва протона і нейтрона – частинок, з яких складається ядро атома. Мають відповідні античастинки – антипротон і антинейтрон. Протон і нейтрон розглядаються як два зарядові стани однієї частинки – нуклону.
s-процес — реакції нуклеосинтезу, які полягають у послідовному захопленні ядрами нейтронів. Процес названо повільним на відміну від r-процесу, тому що ядра із короткими періодами напіврозпаду, що утворюються у таких реакціях, здебільшого встигають зазнати β-розпаду перш ніж буде приєднано наступний нейтрон.
p-процес — ядерна реакція захоплення протона важким атомним ядром. Призводить до утворення нового ядра, з більшим атомним номером. Є одним зі шляхів нуклеосинтезу, який відбувається в надрах зір.
Енергія Фермі — енергія найвищого заповненого одночастинкового стану в системі ферміонів при температурі абсолютного нуля.
Ферміон — у фізиці, частинка (або квазічастинка) з напівцілим значенням спіну (1/2, 3/2, 5/2 ...), що підкоряється статистиці Фермі — Дірака.
Статистика Фермі — Дірака — особливий вид розподілу частинок за енергією, характерний для ферміонів.
Абсолютний нуль — початок відліку абсолютної температури за термодинамічною шкалою (0 «нуль» за шкалою Кельвіна). Абсолютний нуль температури на 273,16 K нижчий за температуру потрійної точки води (або на 273,15 °C нижчий за нуль температури за шкалою Цельсія). А також зупиняються будь - які реакції та рух молекул.
Електронвольт (позначається еВ) — позасистемна одиниця енергії. Енергію один електронвольт набуває один електрон, коли проходить через електростатичний бар'єр з потенціалом один вольт.
Гравітаційний колапс — стискання масивних тіл під дією гравітаційних сил, що призводить до значного зменшення їх розмірів.
ЗОРЯНІ ЗАЛИШКИ
Гравітаційний колапс зір масою 10-30 сонячних мас зупиняється, коли дається взнаки тиск вироджених нейтронів. Після спалаху наднової й розльоту оболонки від зорі залишається дуже щільний об'єкт розміром близько 15 км у діаметрі, який називають нейтронною зорею.
Нейтронна зоря швидко обертається і має потужне магнітне поле, наслідок чого випромінює електромагнітні імпульси з частотою обертання; такі об'єкти спостерігають як пульсари.
Якщо ж маса ядра зорі перевищує 30 сонячних мас, тиск вироджених нейтронів не в змозі зупинити гравітаційний колапс, що може призвести до утворення гіпотетичного об'єкта, якому дали назву чорна діра.
