Эволюция на основе ядерных реакций

Эволюция на основе ядерных реакций. При температуре в ядрах ~ 106 К начинаются первые ядерные реакции - выгорают дейтерий, литий, бор. Первичное количество этих элементов настолько мало, что их выгорание практически не выдерживает сжатия.

Сжатие прекращается, когда температура в центре звезды достигает ~ 106 К и загорается водород, т.к. энергии, выделяющейся при термоядерном горении водорода, достаточно для компенсации потерь на излучение.

Однородные звезды, в ядрах которых горит водород, образуют на Г Р.д. начальную главную последовательность (НГП). Массивные звезды достигают НГП быстрее звезд малой массы, т.к. у них скорость потерь энергии на единицу массы, а следовательно, и темп эволюции выше, чем у маломассивных звезд. С момента выхода на НГП эволюция звезд происходит на основе ядерного горения. Ядерное горение может происходить до образования элементов группы железа, у которых наибольшая среди всех ядер энергия связи.

Эволюционные треки звезд на Г Р.д. изображены на рис. 2. Эволюция центральных значений температуры и плотности звезд показана на рис. 3. При К основным источником энергии является реакция водородного цикла, при бОльших T - реакции углерод-азотного (CNO) цикла. Побочным эффектом CNO-цикла является установление равновесных концентраций нуклидов 14N, 12C, 13C - соответственно 95%, 4% и 1% по массе. Преобладание азота в слоях, где происходило горение водорода, подтверждается результатами наблюдений Вольфа-Райе звезд, у которых эти слои оказываются на поверхности в результате потери внеш. слоев.

У звезд, в центре которых реализуется CNO-цикл ( ), возникает конвективное ядро. Причина этого в очень сильной зависимости энерговыделения от температуры: . Поток же лучистой энергии ~ T4, следовательно, он не может перенести всю выделяющуюся энергию, и должна возникнуть конвекция, более эффективная, чем лучистый перенос. У наиболее массивных звезд конвекцией охвачено более 50% массы звезд.

Значение конвективного ядра для эволюции определяется тем, что ядерное горючее равномерно истощается в области, значительно большей, чем область эффективного горения, в то время как у звезд без конвективного ядра оно вначале выгорает лишь в малой окрестности центра, где температура достаточно высока. Время выгорания водорода заключено в пределах от ~ 1010 лет для до лет для. Время всех последующих стадий ядерного горения не превосходит 10% времени горения водорода, поэтому звезды на стадии горения водорода образуют на Г Р.д. густонаселенную область - главную последовательность (ГП). У звезд с температура в центре никогда не достигает значений, необходимых для загорания водорода, они неограниченно сжимаются, превращаясь в "черные" карлики.

Выгорание водорода при водит к увеличению ср. молекулярной массы вещества ядра, и поэтому для поддержания гидростатического равновесия давление в центре должно возрастать, что влечет за собой увеличение температуры в центре и градиента температуры по звезде, а следовательно, и светимости.

К увеличению светимости приводит также и уменьшение непрозрачности вещества с ростом температуры. Ядро сжимается для поддержания условий ядерного энерговыделения с уменьшением содержания водорода, а оболочка расширяется из-за необходимости перенести возросший поток энергии от ядра. На Г Р.д. звезда перемещается вправо от НГП. Уменьшение непрозрачности приводит к отмиранию конвективных ядер у всех звезд, кроме наиболее массивныых.

Темп эволюции массивных звезд наиболее высок, и они первыми покидают ГП. Время жизни на ГП составляет для звезд с около 10 млн. лет, с около 70 млн. лет, а с около 10 млрд. лет. Когда содержание водорода в ядре уменьшается до 1%, расширение оболочек звезд с сменяется общим сжатием звезды, необходимым для поддержания энерговыделения. Сжатие оболочки вызывает нагрев водорода в слое, прилегающем к гелиевому ядру, до температуры его термоядерного горения, и возникает слоевой источник энерговыделения.

У звезд с массой, у которых в меньшей степени зависит от температуры и область энерговыделения не столь сильно концентрируется к центру, стадия общего сжатия отсутствует. Эволюция звезд после выгорания водорода зависит от их массы. Важнейшим фактором, влияющим на ход эволюции звезд с массой, является вырождение газа электронов при больших плотностях. В вырожденном газе из-за большой плотности число квантовых состояний с малой энергией ограничено в силу принципа Паули и электроны заполняют квантовые уровни с высокой энергией, значительно превышающей энергию их теплового движения.

Важнейшая особенность вырожденного газа состоит в том, что его давление p зависит лишь от плотности: для нерелятивистского вырождения и для релятивистского вырождения. Давление газа электронов намного превосходит давление ионов. Отсюда следует принципиальный для эволюции звезд вывод: поскольку сила тяготения, действующая на единичный объем релятивистски вырожденного газа, , зависит от плотности так же, как и градиент давления, должна существовать предельная масса, такая, что при давление электронов не может противодействовать тяготению и начинается сжатие.

Предельная масса. Граница области, в которой газ электронов вырожден, показана на рис. 3 . У звезд малых масс вырождение играет заметную роль уже в процессе образования гелиевых ядер. Второй фактор, определяющий эволюцию звезд на поздних стадиях это нейтринные потери энергии.

В звездных недрах при T ~108 К основную роль в рождении нейтрино играют: фотонейтринный процесс, распад квантов плазменных колебаний (плазмонов) на пары нейтрино-антинейтрино ( ), аннигиляция пар электрон-позитрон ( ) и урка-процессы. Важнейшая особенность нейтрино состоит в том, что вещество звезды для них практически прозрачно и нейтрино беспрепятственно уносят энергию из звезды. Гелиевое ядро, в котором еще не возникли условия для горения гелия, сжимается. Температура в слоевом источнике, прилегающем к ядру, увеличивается, скорость горения водорода возрастает. Необходимость переноса возросшего потока энергии приводит к расширению оболочки, на что тратится часть энергии.

Поскольку светимость звезды не изменяется, температура ее поверхности падает, и на Г Р.д. звезда перемещается в область, занимаемую красными гигантамию Время перестройки звезды на два порядка меньше времени выгорания водорода в ядре, поэтому между полосой ГП и областью красных сверхгигантов мало звезд.

С уменьшением температуры оболочки возрастает ее прозрачность, вследствие этого появляется внеш. конвективная зона и возрастает светимость звезды. Отвод энергии из ядра посредством теплопроводности вырожденных электронов и нейтринных потерь у звезд с оттягивает момент загорания гелия. Температура начинает заметно расти лишь тогда, когда ядро становится почти изотермичным. Горение 4He определяет эволюцию звезд с момента, когда энерговыделение превышает потери энергии путем теплопроводности и излучения нейтрино. Это же условие относится к горению всех последующих видом ядерного топлива.

Примечательная особенность звездных ядер из вырожденного газа, охлаждаемых нейтрино это "конвергенция" - сближение треков, которые характеризуют соотношение плотности и температуры Tc в центре звезды (рис. 3). Скорость энерговыделения при сжатии ядра определяется скоростью присоединения вещества к нему через слоевой источник, которая зависит только от массы ядра при данном виде топлива. В ядре должен поддерживаться баланс притока и оттока энергии, поэтому в ядрах звезд устанавливается одинаковое распределение температуры и плотности.

К моменту загорания 4He масса ядра в зависимости от содержания тяжелых элементов. В ядрах из вырожденного газа загорание 4He имеет характер теплового взрыва, т.к. энергия, выделяющаяся при горении, идет на увеличение энергии теплового движения электронов, но давление с ростом температуры почти не изменяется до тех пор, пока тепловая энергия электронов не сравняется с энергией вырожденного газа электронов.

Тогда вырождение снимается и ядро быстро расширяется - происходит гелиевая вспышка. Гелиевые вспышки, вероятно, сопровождаются потерей звездного вещества. У шаровых звездных скоплений, где массивные звезды уже давно закончили эволюцию и красные гиганты имеют массы, звезды на стадии горения гелия находятся на горизонтальной ветви Г Р.д. В гелиевых ядрах звезд с газ не вырожден, 4He загорается спокойно, но ядра также расширяются из-за возрастания Tc. У наиболее массивных звезд загорание 4He происходит еще тогда, когда они являются голубыми сверхгигантами.

Расширение ядра ведет к уменьшению T в области водородного слоевого источника, и светимость звезды после гелиевой вспышки падает. Для поддержания теплового равновесия оболочка сжимается, и звезда уходит из области красных сверхгигантов. Когда 4He в ядре истощается, снова начинается сжатие ядра и расширение оболочки, звезда опять становится красным сверхгигантом.

Образуется слоевой источник горения 4He, который доминирует в энерговыделении. Снова возникает внеш. конвективная зона. По мере выгорания гелия и водорода толщина слоевых источников уменьшается. Тонкий слой горения гелия оказывается термически неустойчивым, т.к. при очень сильной чувствительности энерговыделения к температуре ( ) теплопроводность вещества недостаточна для того, чтобы погасить тепловые возмущения в слое горения. При тепловых вспышках в слое возникает конвекция. Если она проникает в слои, богатые водородом, то в результате медленного процесса нейтронного захвата (s-процесса) синтезируются элементы с атомными массами от 22Ne до 209B. Давление излучения на пыль и молекулы, образующиеся в холодных протяженных оболочках красных сверхгигантов, приводит к непрерывной потере вещества со скоростью до в год. Непрерывная потеря массы может дополняться потерями, обусловленными неустойчивостью слоевого горения или пульсациями, что может привести к выбросу одной или нескольких оболочек.

Когда количество вещества над углеродно-кислородным ядром становится меньшим некоторого предела, оболочка для поддержания температуры в слоях горения вынуждена сжиматься до тех пор, пока сжатие способно поддерживать горение; звезда на Г Р.д. смещается почти горизонтально влево.

На этом этапе неустойчивость слоев горения также может приводить к расширению оболочки и потере вещества. Пока звезда достаточно горяча, она наблюдается как ядро планетарной туманности с одной или несколькими оболочками.

Когда слоевые источники смещаются к поверхности звезды настолько, что температура в них становится ниже необходимой для ядерного горения, звезда охлаждается, превращаясь в белый карлик с, излучающий за счет расхода тепловой энергии ионного компонента его вещества. Характерное время охлаждения белых карликов ~ 109 лет. Нижняя граница масс одиночных звезд, превращающихся в белые карлики, неясна, она оценивается в 3-6 . У звезд с электронный газ вырождается на стадии роста углеродно-кислородных (C,O-) ядер звезд.

Как и в гелиевых ядрах звезд, из-за нейтринных потерь энергии происходит "конвергенция" условий в центре и к моменту загорания углерода в C,O-ядре. Загорание 12C при таких условиях, скорее всего, имеет характер взрыва и приводит к полному разрушению звезды. Полного разрушения может не произойти, если. Такая плотность достижима, когда скорость роста ядра определяется аккрецией вещества спутника в тесной двойной системе. 4. Конечные стадии эволюции У звезд с могут, в принципе, в центральной области последовательно выгореть кислород, неон, магний, сера, кремний и образоваться ядро, состоящее из элементов группы железа - от Sc до Ni. Условия в центре звезды при этом таковы, что загорание каждого очередного элемента происходит, когда масса ядра звезды, состоящего из этого элемента, близка к. Звезда приобретает структуру, подобную "луковице": "железное" ядро окружено многочисленными слоями из продуктов ядерного горения на предыдущих стадиях.

После образования "железного" ядра, а в некоторых случаях и раньше, происходит гравитационный коллапс - потеря звездой гидродинамической устойчивости, когда показатель адиабаты становится меньше 4/3, т.к. при этом увеличение давления, обусловленное ростом плотности, не способно остановить сжатие.

Причинами понижения могут быть: захват электронов ядрами 20O и 24Mg в O-Ne-Mg-ядре звезд с массой 8-12 , фотодиссоциация (с большой затратой энергии) ядер железа 56Fe=13 4He + 4n у звезд с, рождение пар e++e- в C,O-ядрах звезд с. В последнем случае в ходе коллапса происходит детонация кислорода, которая приводит к полному разлету вещества звезды.

В результате коллапса достигаются плотности, при которых энергетически выгодна нейтронизация вещества. Для вырожденного газа нейтронов и его давление может противостоять тяготению, если. В этом случае образуется нейтронная звезда. При коллапс неограничен и звезда превращается в черную дыру. При остановке коллапса у границы нейтронной звезды возникает ударная волна, которая, распространяясь наружу, вызывает сброс оболочки.

Целый комплекс процессов, сопровождающих термоядерные взрывы в ядрах и гравитационный коллапс, еще не до конца ясен и требует дальнейшего изучения. Это - кинетика ядерных реакций и догорание остатков ядерного топлива, которое в принципе может остановить коллапс, перенос энергии, нейтринные процессы, роль магнитных процессов и вращения, механизмы передачи энергии от ядра к оболочке.

Тем не менее, можно утверждать, что явления, сопровождающие взрывное горение 12C и гравитационный коллапс массивных звезд, при которых выделяется энергия ~ 1051 эрг в виде излучения и кинетической энергии сброшенной оболочки и ~ (1053-1054) эрг в виде нейтрино и антинейтрино, удовлетворительно объясняют наблюдаемые вспышки сверхновых II типа. Продукты взрыва - молодые нейтронные звезды, излучающие за счет кинетической энергии вращения, в течение первых 105-106 лет своего существования наблюдаются как пульсары.

Статистические оценки численности пульсаров указывают на то, что в них превращаются все звезды с, это грубо согласуется с предсказаниями теории и с наблюдаемым числом сверхновых звезд. Причина вспышек сверхновых I типа, которые происходят в звездных системах, где в настоящее время заканчивают эволюцию старые объекты с, все еще до конца не ясна. При взрывах сверхновых происходит синтез тяжелых элементов, которые затем выбрасываются в межзвездное пространство вместе с элементами, синтезированными в ходе предшествующей эволюции.

Это определяет важнейшее космологическое значение сверхновых звезд. В ходе эволюции в оболочке звезды могут возникнуть условия, при которых зона частичной двукратной ионизации гелия способна при сжатии звезды поглощать энергию (она идет на ионизацию), а при расширении - высвобождать ее, поддерживая пульсации. Границы области, в которой действует этот механизм, определяют на Г Р.д. полосу нестабильности (рис. 2), в которую попадают многие типы пульсирующих звезд: цефеиды, звезды типа Щита, RR Лиры и др. Аналогичным образом зона неполной ионизации водорода может, вероятно, поддерживать неустойчивость долгопериодических переменных типа Миры Кита.