Эволюция звезд

Сверхновые I типа

Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд типа Іа (SN Ia). Это так называемая термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит  процесс термоядерного синтеза в плотном углеродно-кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара. Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы. Это происходит, если вторая звезда системы выходит за пределы своей полости Роша или относится к классу звёзд со сверхинтенсивным звёздным ветром. При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 3×10⁸ K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно-кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения — ядра группы железа. Распространение фронта горения происходит в медленном дефлаграционном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Наибольшее значение имеет Релей-Тейлоровская неустойчивость, которая возникает из-за действия архимедовой силы на лёгкие и менее плотные продукты горения, по сравнению с плотной углеродно-кислородной оболочкой. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии (~10⁵¹ эрг). Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.

Другие типы сверхновых

Существуют также SN Ib и Ic, предшественниками которых  являются массивные звезды в двойных системах, в отличие от SN II, предшественниками которых являются одиночные звезды.

Теория сверхновых звезд.

Законченной теории сверхновых звёзд пока не существует. Все предлагаемые модели являются упрощёнными  и имеют свободные параметры, которые необходимо настраивать  для получения необходимой картины  взрыва. В настоящее время в  численных моделях невозможно учесть все физические процессы, происходящие в звёздах и имеющие значение для развития вспышки. Законченной  теории звёздной эволюции также не существует.

Заметим, что  предшественником известной сверхновой SN 1987A, отнесённой ко второму типу, является голубой сверхгигант, а некрасный, как предполагалось до 1987 года в моделях SN II. Также, вероятно, в её остатке отсутствует компактный объект типа нейтронной звезды или чёрной дыры, что видно из наблюдений.

Место сверхновых звезд во Вселенной.

Согласно многочисленным исследованиям, после рождения Вселенной, она была заполнена только лёгкими веществами —водородом и гелием. Все остальные химические элементы могли образоваться только в процессе горения звёзд. Это означает, что наша планета (и мы с вами) состоим из вещества, образовавшегося в недрах доисторических звезд и выброшенного когда-то во взрывах сверхновых.

По расчётам учёных, каждая сверхновая II типа производит активного изотопа алюминия (26Al) около 0,0001 массы Солнца. Распад этого  изотопа создаёт жёсткое излучение, которое длительно наблюдалось, и по его интенсивности рассчитано, что содержание в Галактике этого  изотопа — менее трёх солнечных масс. Это означает, что сверхновые II типа должны взрываться в Галактике в среднем два раза в столетие, чего не наблюдается. Вероятно, в последние века многие подобные взрывы не замечались(происходили за облаками космической пыли). Поэтому большинство сверхновых наблюдается в других галактиках. Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год. 

7. Нейтронные  звезды

Нейтронные  звезды — астрономическое тело, один из конечных продуктов эволюции звёзд, состоит из  нейтронной сердцевины и тонкой коры вырожденного вещества с преобладанием ядер железа и никеля.

Нейтронные звёзды имеют очень малый размер — 20—30 км в диаметре, средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8×10¹⁷ кг/м³). Массы большинства известных нейтронных звёзд близки к 1,44 массы Солнца, что равно значению предела Чандрасекара. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 1,4 до примерно 2,5 солнечных масс, однако эти значения в настоящее время известны весьма неточно. Самая массивная нейтронная звезда из открытых Vela X-1 имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс (на уровне 1σ, что соответствует уровню значимости α≈34 %).^[1] Сейчас кандидат PSR B1957+20 "Чёрная вдова" (Black Widow) (окт. 2010 г.) ^[2] Силы тяготения в нейтронных звёздах уравновешиваются давлением вырожденного нейтронного газа, максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера — Волкова, численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды.

Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 10¹²—10¹³ Гс (для сравнения — у Земли около 1 Гс), именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнитары (реже пишут также магнетары) — звёзды, обладающие магнитными полями порядка 10¹⁴ Гс и выше. Такие поля (превышающие «критическое» значение 4,414×10¹³ Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя m_ec²) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т. д.

Нейтронные звёзды — одни из немногих астрономических объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями. Ещё в 1933 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки высказали предположение, что в результате взрыва сверхновой образуется нейтронная звезда. Но первое общепризнанное наблюдение нейтронной звезды состоялось только в 1968 году, с открытием пульсаров. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

8. Примечание

1. Термоядерная  реакция(синоним: ядерной реакции  синтеза) – разновидность ядерной  реакции, при которой легкие атомные  ядра объединяются в более тяжелые  ядра.
2. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.

Была предложена в 1910 году независимо Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.

Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному  классу. Особенно для спектральных классов O — F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор

3. Протон-протонный цикл — совокупность цепочек термоядерных реакций, в ходе которых водород превращается в гелий взвёздах, находящихся на главной звездной последовательности, основная альтернатива CNO-циклу. Протон-протонный цикл доминирует в звёздах с массой порядка масса Солнца или меньше. Цикл принято делить на три основных цепочки ppI, ppII, ppIII. Существенный вклад в энерговыделение вносят только первые две. Оставшиеся превращения существенны только при точном подсчете высокоэнергичных нейтрино.
4. CNO-цикл — это совокупность трёх сцепленных друг с другом или, точнее, частично перекрывающихся циклов. Самый простой из них CN-цикл (цикл Бете или углеродный цикл) был предложен Хансом Бете в 1938 и, независимо от него, Карлом Вайцзеккером.
5. Молекулярное облако, иногда называемое также звёздная колыбель(в случае, если в нём рождаются звёзды) — тип межзвёздного облака, чья плотность и размер позволяют в нём образовываться молекулам, обычно водорода (H₂).
6. Вириал G для множества N точечных частиц в механике определяется как:

где   и   — пространственные вектора координат и импульсов для k-й частицы.

Выражение «вириал» происходит от латинских слов «vis», «viris» — «сила» или «энергия». Оно было введено Клаузиусом в1870 году.

7. Глобула — тёмная газо-пылевая туманность, как правило, наблюдаемая на фоне других светлых туманностей или звезд.
8. Трек Хаяси (Хаяши) — почти вертикальный эволюционный трек, проходящий в направлении к главной последовательности через фазы, когда звезда большей частью или полностью находится в конвективном равновесии.Светимость, вначале очень высокая, быстро уменьшается при сжатии, а температура поверхности остаётся почти постоянной
9. Т Тельца (T Tauri, T Tau) – переменная звезда в созвездии Тельца, является прототипомпеременных звёзд типа T Тельца. Она была открыта в октябре 1852 Джоном Расселом Хиндом. Т Тельца находится рядом с рассеянным звёздным скоплением Гиады, но она ему не принадлежит, формировалась независимо от звёзд скопления и находится в 420 св. годах позади него.
10. Спектра́льные кла́ссы — классификациязвёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы.
11. Звёздный ветер — процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство.
12. Про́ксима Цента́вра — красный карлик, относящийся к звёздной системе Альфа Центавра, ближайшая к Земле звезда после Солнца. Слово «проксима» на латыни означает Ближайшая.
13. Ми́ра (ο Cet, Омикрон Кита) — двойная звезда в созвездии Кита, состоящая изкрасного гиганта Мира А и белого карлика Мира B или UZ Кита. Расстояние до Миры — 417 св. лет ± 14 %. Компоненты находятся на расстоянии 70 а. е., орбитальный период около 400 лет.
14. Ма́зер (англ. maser) — квантовый генератор, излучающий когерентные радиоволны