Стареене и смърт на основните звезди

Докато една звезда се намира в основната последователност (основен клон) на HRD, сливането на водород с хелий се осъществява непрекъснато в ядрото на звездата (не в цялата звезда, а само в най-топлото й и под налягане ядро). Поради силната гравитация, произведеният хелий не може да се разпространява и разпределя равномерно по целия обем на звездата. Средните (приблизително слънчеви) звезди нямат конвективен поток в ядрото, докато по-големите маси имат само конвективен поток, докато при звездите с по-ниска маса конвекционният обхват включва цялата звезда:

смърт

В основната серия температурата и налягането вътре в звездата са високи поради генерираната топлина и това (заедно с излъчващото налягане на генерираното електромагнитно излъчване) устоява на гравитацията. Те предотвратяват гравитацията от срутване на звездата, което означава, че производството на енергия от синтеза стабилизира размера на ядрото на звездата (само докато се осъществява, разбира се). Освен това температурата вътре в Слънцето е постоянна през по-голямата част от периода на генериране на термоядрен синтез:

Въпреки това, в резултат на водородно сливане, концентрацията на хелий в ядрото на звездата се увеличава и след една точка, високата концентрация на хелий вече предотвратява по-нататъшно сливане на водород, това се нарича отравяне с хелий. Производството на енергия в сърцевината започва да намалява, в резултат на което вече няма да има достатъчно високо налягане на газ и налягане на струята, за да издържи на контракционните желания на гравитацията. След това звездата се срива, което означава, че нейните частици се придвижват по-близо, освобождавайки огромно количество гравитационна позиционна енергия в нея, което от своя страна загрява материала на звездата. Но как? Зависи от масата на звездата колко гравитационна позиционна енергия се освобождава и каква температура тя създава вътре в звездата и дали новите стартови процеси след това могат да устоят на гравитацията. Следователно по-нататъшната съдба на звездите в основната поредица се различава в зависимост от техните маси. Нека го разгледаме в широки редове! Означаваме с $ m _> $ началната маса на звездата!

mcs> 0,075 M ☉
основна звезда
(основен клон на РЧР)
в ядрото на звездата H → Той се слива

0,075 M☉ червено джудже
(долу вдясно на основния клон на HRD)

Сливането на H → He продължава много дълго (10 10 -10 12 години), но по-нататъшно сливане няма да започне.

В крайна сметка не знаем какво ще се случи, вероятно
→ черно джудже (хелиев материал)

0,5 M☉ звезда тип слънце
(средната част на основния клон на HRD)

След изчерпване на водородния синтез в ядрото, синтезът на He → C започва в ядрото и синтезът на H → He в черупката:
червен гигант

От останалото въглеродно-кислородно ядро ​​на звездата:
→ бяло джудже
(0,15-1,4 M☉)

→ черно джудже
(предимно въглерод, кислород)

Ако бялото джудже може да абсорбира материала, тогава достигайки маса от 1,4 M☉:
→ \ (\ textbf\) -и тип свръхнова

mcs> 8 M☉
голяма, ярка, гореща гигантска звезда
(горе вляво на основния клон на HRD; белезникаво-синкав)

След изчерпване на сърцевината H → He синтез:
червен супер гигант
(Той → C → Ne → O → Si → Fe синтез)

→ \ (\ textbf \)-и тип свръхнова

ако 8 M☉ → неутронна звезда
(1-3 M☉)

ако mcs> 15-20 M☉
от останалата желязна сърцевина:
→ черна дупка (звездна)
(3-20 M☉)

По-нататъшният живот на най-малката, но вече водородна синтезна група, червените джуджета между 0,075 и 0,5 слънчеви маси, може да се намери на страницата с червените джуджета.

При звезди с първоначална маса над 0,5 слънчева маса, гравитационното свиване след изчерпване на изгарянето на водорода винаги произвежда достатъчно топлина, за да предизвика още два процеса на синтез:

1. сливането на водород с хелий, което досега се е осъществявало само в ядрото на звездата, се разпространява към външните слоеве на звездата (първо само до тънката обвивка около ядрото, а след това постепенно и към все по-изпъкналите слоеве)

2. "изгарянето на хелий" започва в ядрото на звездата, т.е. сливането на хелий с въглерод (при температура на ядрото от 100 милиона $ \ mathrm $).

И двата процеса включват значително производство на топлина. Когато започващото изгаряне на водород във външните слоеве на звездата води до развитие на топлина, тя е в състояние да предизвика разширяване поради по-малко гравитация и по-малко налягане тук, така че звездата се надува. По този начин звездите над началната маса от 0,5 слънчеви маси набъбват значително (обикновено 100 пъти) след изчерпване на ядрения водороден синтез, което прави звездата т.нар. той преминава в състоянието на червения гигант (или тези над 8 слънчеви маси в състоянието на червения супер гигант). В HRD това е областта, разклоняваща се от основния клон, т.нар "Гигантски клон" (Giants). В гигантския клон има повече звезди, отколкото в супергигантите, тъй като супергигантите изразходват синтезния си материал за много кратко време, така че поглеждайки към небето те рядко се наблюдават, т.е. има малко от тях в даден момент време.

При звездите над 0,5 M $ <> _ $, в допълнение към външното разпространение на изгарянето на водород, синтезът на хелий започва в ядрото на всяка звезда, тъй като в техния случай температурата на ядрото на звездата достига $ 100 \ \ mathrm $ - по време на свиването след сливането H → He се изчерпва. Горелка с хелий

така нареченият Интересното при производството на топлина с троен алфа процес е, че производството на енергия $ P $ е невероятно чувствително към температурата:

Това води до стартово производство на топлина, повишаващо температурата на сърцевината, което допълнително увеличава производителността на топлинна енергия, което допълнително увеличава температурата и т.н. Развива се самовъзбуждащо, самоусилващо се повишаване на температурата и мощността. Ако мощността не беше толкова силно зависима от температурата, звездата просто щеше да реагира на топлинната еволюция, инициирана от сливането на хелий, с бързо разширение, което веднага щеше да охлади звездата поради работата срещу гравитацията. Тук обаче, поради своята пропорционалност с $ T ^ $, мощността се увеличава толкова бързо, че звездата не е в състояние да реагира на разширяване „при липса на време“ (поради голямата си безпомощна маса, тя не може да се разшири достатъчно бързо). Разбира се, с течение на времето високото налягане определено ще създаде разширяване. Следователно, в своята ера на изгаряне на хелий, звездите произвеждат енергия с различна интензивност. Интересен случай на изгаряне на хелий е хелиевата светкавица.

Получените ядра \ (\ mathrm ^ C> \) също се сливат с голямото количество \ (\ mathrm ^ 4He> \):

тоест кислородът ще се произвежда вътре в Слънцето, а след това и в състоянието на червения гигант, но елементи с по-голяма номерна плоча вече няма да се образуват в звезди, по-малки от първоначалната маса от 8 слънчеви маси.

По този начин интензивността на производството на топлина варира значително по време на изгарянето на хелий, тъй като с течение на времето звездата все още се надува поради високото налягане, причинено от произведената топлина, след това се охлажда от надуването, след това отново се свива, което след това се загрява и отново се надува и скоро. Тогава звездата няма да бъде в спокойното състояние, което е била в основната поредица досега (дори в продължение на милиарди години), а ще влезе в пулсиращ, пулсиращ режим: инфлациите и катастрофите се редуват. В надути състояния звездата се нарича червеният гигант. Надуването е значително, обикновено увеличава размера на звездата 100 пъти, например Слънцето ще има текущ радиус от $ 150 $ \ mathrm $. По време на надуването звездата ще отблъсне част от собствената си материя. газът, заобикалящ звездата, е като "мъглявина", но междувременно продължава да се отдалечава и да се изтънява.