Еволюція Зір: Від Туманності до Вибуху Надзвичайного Характеру та Позаду

Зоренародження: від молекулярного хмари до протозорі

Зорі народжуються, коли велика область молекулярної хмари — величезний, холодний хмарний простір з водню та пилу, що займає десятки або сотні світлових років — колапсує під власною гравітацією, коли її маса перевищує критичну масу Джинса. Під час колапсу вона розпадається на угруповання, які нагріваються за рахунок перетворення гравітаційної енергії в теплову, формуючи протозілю, обгорнуту газом і пилом, невидиму в оптичному діапазоні. Коли температура ядра досягає приблизно 10 мільйонів Кельвінів, запалювання водню та утворення зорі відбувається, що триває від 10⁴ до 10⁶ років для зірки маси Сонця. При масах менших за 0,08 сонячних одиниць ядро ніколи не нагрівається достатньо для утворення водню, і об'єкт стає коричневим карликом.

Основна послідовність: баланс між злиттям та гравітацією

Зірка більшу частину свого існування проводить у гідростатичній рівновазі, де тиск від злиття точно компенсує гравітаційний тяжіж. Зірки, подібні до Сонця, згоряють водсь-о переважно за допомогою ланцюга реакцій протон-протон, виділяючи приблизно 26,7 МеВ на реакцію — Сонце перетворює приблизно 600 мільйонів тонн водню на гелій щосекунди. Більш масивні зірки використовують швидший цикл CNO замість цього. Ясність (люменітет) змінюється приблизно як маса3,5–4, тому зірка в десять разів маси Сонця становить приблизно 3000 разів більшу яскравість — і спалює своє паливо приблизно втричі швидше, скорочуючи тривалість перебування на основній послідовності до приблизно 1/300 тривалості життя Сонця – близько 10 мільярдів років.

4 ¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2ν_e + 2γ      ΔE ≈ 26.7 MeV
Mass-luminosity relation:  L ∝ M^3.5-4
O-type star (>16 M☉): lifetime ~3-10 Myr → black hole
G-type (Sun, ~1 M☉):   lifetime ~7-12 Gyr → white dwarf

Діаграма Герта-Руперта

У 1911–1913 роках Ейнар Гертспунг та Генрі Норріс Рассел незалежно відкрили, що побудовано графік зірок за показною температурою поверхні проти їхньої сяйності, створює дивовижно не випадковий малюнок — більшість зірок падають на діагональну смугу, головну послідовність. Велетні та надгіряжні зорями знаходяться в верхньому правому куті (великі, холодні, яскраві — зоря, яка розширилася за межами головної послідовності), а білі карлики знаходяться в нижньому лівому куті (малі, гарячі, слабкі — згаслі ядра). Наше Сонце є зіркою типу G із температурою поверхні приблизно 5778 K.

Знищення: три різні кінцеві точки

Коли зоря масою від середньої до великої вичерпує водневий запал у ядрі, вона розширюється до червоного гіганта — Сонце збільшиться в 100–200 разів від поточного радіусу приблизно через 5 мільярдів років. Зорі нижче приблизно 8 сонячних мас ніколи не запалюють згоряння вуглецю; замість цього вони скидають свою оболонку як планетарну туманність, відкриваючи білий карлик, підтриманий електронним детермінізмом, обмежений межею Чандррашека в 1,4 сонячних маси. Зорі вище приблизно 8 сонячних мас розвивають структуру шаруватих оболонкових шарів з послідовних легших елементів навколо неактивного ядра заліза; коли це ядро перевищує межу Чандррашека, воно колапсує протягом менше ніж однієї секунди та відскакує як суперовізія, залишаючи після себе нейтронну зірку (~3 сонячних маси, щільність 4×10¹⁷ кг/м³) або, вище, чорну діру. Швидко обертаються, сильно магнітні нейтронні зірки виявляються на Землі як пульсари — перша, PSR B1919+21, була знайдена в 1967 році.

Ядерне Синтезування: Зірки створили періодичну систему елементів

Велика вибухова хвиля породила лише водень, гелій та невелику кількість літію — кожен важчий елемент утворився в зірках. Карбон, кисень та елементи до заліза походять від послідовних стадій злиття; елементи до бісміту утворюються через повільне захоплення нейтронів (процес s) в зорях типу AGB; а елементи важчі за залізо — золото, платина, уран — утворюються через швидке захоплення нейтронів (процес r) в злиттях ядрів у надмасивних зірках та підтверджено 2017 року виявленням LIGO GW170817 у злиттях нейтронних зірок.

Часті запитання

Спробуйте наживо

Усе, що вище, працює прямо у вашому браузері — відкрийте the simulation і змінюйте параметри під час роботи. Нічого не встановлюється, нічого не завантажується на сервер, уся модель живе в одній вкладці.