Еволюція зір: Від туманності до надзвездного вибуху

Зроджаны з абвалуненьня разліковага хмар

Зоркі нараджаюцца, калі вокладка вялікага малекулярнага хмары — велізарнай, халоднай рэзервацыі валаснага газу, якая пачынаецца ад 30 да 300 святловых год — рассыпаецца ў сувязі з уласнай гравітацыяй. Абвалуненьне пачынаецца, калі маса згустка перавышае дзяржынскае масы, прыкладна Mj ∝ (T/ρ)1/2·T; халодныя, густкія ядры рассыпаюцца найбольш лёгка, тое ж самае вызначае, якія новыя зоркі нараджаюцца ў самым халодным месцы хмары. Па меры змены згустка становіцца гарэй, становясь пратазорктам у абвалуненьне дыску і запускае біполярныя струявы. Калі ядзер даходзіць да прыкладна 10 мільёнаў келвіна, адбудзецца злучэнне валаснага газу і зорка прымае ўдзел у галоўнай працы — працэс, які заняў бы прыкладна 104–106 год для зоркі масы сонца. Па-нізкаму каля 0.08 зорачнай масы ядзерная тэмпература ніколі не будзе дастатковай для падтрымкі злучэння, і вынік — гэта бура-зорка замест сапраўднай зоркі.

Основний цикл: злиття, що балансується гравітацією

Зірка більшу частину свого життя проводить у гідростатичній рівновазі — зовнішній тиск від ядерного синтезу точно відповідає внутрішньому тягу гравітації. Зірки маси, як Сонце, переважно зливають водень за допомогою ланцюга протонів (4 ¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2νe + 2γ, вивільняючи ≈26,7 МеВ на реакцію — Сонце перетворює приблизно 600 мільйонів тонн водню на гелій щосекунди). Більш масивні зірки з гарячішими ядрами запускають каталітичний цикл CNO, який значно залежить від температури і робить гарячі, масивні зірки непропорційно яскравими. Оскільки яскравість приблизно масштабується як L ∝ M3,5, зірка масою 10 сонцевих одиниць спалює приблизно в 3000 разів більше, ніж Сонце, і вичерпує своє паливо приблизно в 300 разів швидше — життя Сонця приблизно 10 мільярдів років на основному циклі стискається до кількох мільйонів років для зірки типу O.

Читання діаграми Hertzsprung-Russell

Побудова діаграми зірок за температурою поверхневого сяйва проти зоряної світності, як це зробили незалежно Герцsprung і Russell приблизно в 1911–1913 роках, показує, що переважна більшість знаходиться на головній послідовності – діагональній смузі, з великими та надзвездними об'єктами у верхньому правому куті та вичерпаними білими карликами в нижньому лівому. Спектральна послідовність від найгарячішої до найхолоднішої – O, B, A, F, G, K, M – розміщує Сонце як середню зірку типу G з температурою 5778 K. Для групи зірок, народжених разом, точка, де закінчується головна послідовність у напрямку гірлянди великих, калібрує вік групи, оскільки більш масивні зірки покидають головну послідовність першими.

Великий етап, потім два дуже різних завершення

Після того, як вичерпано водневий запал у ядрі, ядро стискається, а оболонка розширюється, утворюючи червоний гігант — Сонце врешті-решт збільшиться до 100–200 разів від свого поточного радіусу. Для зірок нижче приблизно 8 сонцевих мас карбоновий синтез не спалахує; оболонка відторгується як яскраве планетарне туманність, відкриваючи гаряче ядро, підтримуване тиском дегенерації електронів. Більш масивні зірки, навпаки, утворюють шаруватий «шар-начинок» з послідовним згоранням більш важких елементів навколо неактивного ядра з графена, підтримуваного тиском дегенерації електронів. Оскільки згоряння заліза поглинає енергію замість її вивільнення, коли маса ядра перевищує масу Чандрaсека (~1,4 M☉), тиск дегенерації електронів більше не може утримати його. Ядро колапсує протягом менше ніж однієї секунди та відскакує як ударна хвиля — суперовірнія (вибух) з уламків, залишаючи після себе нейтронну зірку (1,4–3 M☉, підтримується тиском дегенерації нейтронів) або, вище приблизно 3 сонцевих мас (обмеження Толмана-Оппенгеймера-Волькова), чорну діру з маси зірки.

Розбудова періодичної таблиці

Велика вибух створила лише водень, гелій та невелику кількість літію – кожен важчий елемент був утворений всередині зір. Карбон, азот, кисень, елементи до свинцю походять від послідовних стадій злиття в зоряних ядрах; елементи до бісміту утворюються через повільне захоплення нейтронів (процес s) у зрілих зірках типу АGB; і все, що важче за залізо, включаючи золото, платину та уран, вимагає процесу r – швидке захоплення нейтронів у колапсі ядра супергігантів та, як підтвердив детектування злиття нейтронних зірок (GW170817), в злиттях нейтронних зірок.

Frequently asked questions

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.