Конечные стадии эволюции звезд
Конечные стадии эволюции звезд
Сверхновые звезды - это массивные звезды, светимость которых внезапно увеличивается до огромной величины, а затем постепенно спадает. Сверхновая проходит все этапы эволюции звезды, завершая "жизненный путь" гравитационным коллапсом. С учетом того, что звезда теряет часть массы как до, так и в процессе коллапса, начальная масса сверхновой должна составлять не менее 8 - 10M. Обычно говорят о двух типах сверхновых звезд, различающихся спадом кривой светимости (рис. 31, 32).
Рис. 31. Кривая светимости сверхновой типа I.
В максимуме светимости сверхновая звезда излучает в единицу времени столько же энергии в видимой части спектра, сколько из-лучает целая галактика, состоящая из обычных звезд. Энергия, выделяющаяся в результате взрыва сверхновой, составляет 1051-1054 эрг. При каких условиях звезда может стать сверхновой? Эта стадия в эволюции массивной звезды наступает тогда, когда завершаются реакции термоядерного синтеза и в центре звезды образуются ядра группы железа. После образования ядер железа ядерный разогрев сердцевины звезды останавливается (ядерное топливо полностью исчерпано) и ядро звезды начинает сжиматься под действием сил гравитации. В ядре звезды происходят ядерные процессы совершенно другой природы - ядра области "железного" максимума расщепляются на более легкие ядра, - частицы, нейтроны и протоны.
Рис. 32. Кривая светимости сверхновой типа II.
Сверхновые I-го типа. Кривая светимости сверхновой I-го типа показана на рис. 31. Яркость за время около 2 недель достигает максимума, затем быстро спадает в течение 2 недель и затем ослабевает по экспоненциальному закону с характерным временем спада светимости - примерно в два раза за 50 дней. Идея о том, что причиной вспышки сверхновой I-го типа является горение углерода, была высказана в 1960 г. Фаулером и Хойлом. Сверхновые I-го типа рождаются из компактных звезд типа белого карлика. Причина взрыва состоит в том, что будущая сверхновая входит в систему двойных звезд. Согласно современным представлениям вещество со спутника, притягиваемое мощным гравитационным полем карлика, постепенно падает на его поверхность, что приводит к увеличению массы углеродно-кислородного ядра белого карлика. В конце концов углерод вспыхивает в центре и сгорает в идущей наружу волне взрывного горения.
12C + 16O 28Si + (Q = 16. 76 МэВ), 28Si + 28Si 56Ni + (Q = 10. 92 МэВ). (38)
Рис. 33. Схема - и - переходов в цепочке 56Ni 56Co 56Fe. Справа над уровнем указана энергия возбуждения ядра в МэВ. Для основных состояний указаны спины, четности и периоды полураспада.
При взрывном горении кремния в оболочке сверхновой вне коллапсирующего ядра, но в непосредственной близости от него в основном образуется радиоактивный изотоп 56Ni с периодом полураспада 6. 1 дн (рис. 33). Далее e-захват приводит к образованию ядра 56Co преимущественно в возбужденном состоянии с энергией 1. 72 МэВ с последующим переходом в основное состояние и испусканием каскада - квантов с энергиями от 0. 163 МэВ до 1. 56 МэВ. Основным механизмом взаимодействия г-квантов такой энергии с веществом является комптоновское рассеяние. В результате энергия фотонов быстро уменьшается до ~ 100 кэВ, происходит эффективное поглощение их в результате фотоэффекта, что приводит к нагреву вещества звезды. По мере расширения звезды плотность вещества в звезде падает, число столкновений фотонов уменьшается и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчеты, такая ситуация наступает примерно через 20-30 суток после достижения звездой максимума светимости. Через 60 суток после начала взрыва эффективное число столкновений фотонов с веществом звезды уменьшается до 1 и г-излучение свободно выходит из звезды. Этот интервал времени соответствует переходу к экспоненциальному спаду кривой светимости. При столь больших временах источником г-излучения в основном становится 56Fe, являющийся продуктом в-распада56Co. В таком распаде ядра 56Fe образуются в состояниях с энергиями возбуждения вплоть до 4. 2 МэВ. Полученные экспериментально временные изменения светимости качественно подтверждают эту модель. Наблюдения указывают на спад светимости после максимума блеска с характерным временем, близким ко времени распада 56Ni (T1/2 = 6. 1 дня) с последующим уменьшением темпа спада светимости до характерного времени распада изотопа 56Co (T1/2 = 77 дней). Дополнительным источником выделения энергии является испускание позитрона ядром 56Co. Позитроны, также как и - кванты, нагревают вещество звезды. Таким образом, кривые светимости сверхновых I-го типа определяются в значительной степени свойствами цепочки распадов 56Ni 56Co 56Fe. Излучаемая в виде г-квантов энергия примерно на порядок превышает все тепловое излучение сверхновых I-го типа. Масса, выбрасываемая в межзвездное пространство, составляет ~ M. Анализ спектров г-квантов мог бы дать важную информацию о динамике сверхновых. В частности, наблюдение г-квантов от распада 56Ni позволяет оценить размер взрывающейся оболочки и скорость выброса вещества. Наблюдение линий от 56Co позволяет понять динамику механизма взрыва. Так как г-кванты от 56Ni и 56Co должны проходить через одну и ту же толщину поглощающего вещества, относительные интенсивности линий от этих изотопов позволяют оценить длительность вспышки и время прекращения взрывного синтеза. Гамма-излучение от сверхновой SN 1987A, которое достигло Земли лишь в августе 1987 г., действительно содержало линии радиоактивного 56Co. Таким образом было доказано, что 56Co возникает в процессе взрыва (иначе большая его часть распалась бы с образованием других элементов, так как T1/2 (56Co) = 77 дней). Тем самым подтверждена гипотеза о возникновении элементов среднего веса в условиях высоких температур и давлений, образующихся при взрыве сверхновой. В процессе регистрации - излучения 56Co от SN 1987A в течение определенного времени наблюдался рост его интенсивности. Это означало, что все большее количество кобальта становилось доступным для наблюдения по мере того, как внешняя оболочка звезды, расширяясь в межзвездном пространстве, становилась все более разреженной и, следовательно, прозрачной дляг-квантов. Полагают, что энергия, выделявшаяся в ходе этого процесса последовательного распада56Ni > 56Co > 56Fe, поддерживала яркое свечение остатка SN 1987A на протяжении 1987 г. Изложенный механизм образования ядер в цепочке 56Ni > 56Co > 56Fe, сопровождаемый интенсивным г-излучением, должен быть присущ любому типу сверхновой. Сверхновые II-го типа. Они возникают из гораздо более массивных звезд (SN 1987A, по-видимому, относится именно к этому типу). Ниже приводятся результаты теоретического расчета нуклеосинтеза в двух моделях звезд массой 25M, включающих в себя эволюцию химического состава вплоть до момента коллапса железного ядра. Рассмотрение отдельных деталей дает представление о том, как выполняются подобные расчеты. Модели различаются первоначальным составом элементов, из которых происходит формирование вещества звезды.
Таблица 9
Состав элементов, учитываемых в расчетах эволюции сверхновых II-го типа
Z |
Элементы |
Amin |
Amax |
Z |
Элементы |
Amin |
Amax |
2 |
He |
4 |
4 |
17 |
Cl |
35 |
38 |
6 |
C |
12 |
14 |
18 |
Ar |
36 |
41 |
7 |
N |
13 |
15 |
19 |
K |
39 |
42 |
8 |
O |
15 |
18 |
20 |
Ca |
40 |
49 |
9 |
F |
17 |
19 |
21 |
Sc |
43 |
49 |
10 |
Ne |
20 |
23 |
22 |
Ti |
44 |
51 |
11 |
Na |
21 |
24 |
23 |
V |
47 |
52 |
12 |
Mg |
23 |
27 |
24 |
Cr |
48 |
55 |
13 |
Al |
26 |
28 |
25 |
Mn |
51 |
56 |
14 |
Si |
27 |
31 |
26 |
Fe |
52 |
59 |
15 |
P |
30 |
33 |
27 |
Co |
55 |
60 |
16 |
S |
31 |
37 |
28 |
Ni |
56 |
65 |
Модель I. Исходный состав элементов аналогичен солнечному. Модель I описывает звезды населения I, довольно характерные для нашей галактики. Модель II. Исходный состав элементов с Z > 3 составляет 1% солнечного. Модель II описывает звезды населения II, существовавшие на ранних этапах эволюции Галактики. Состав элементов (табл. 9), учитываемых в расчетах [3], включает ядра, связанные между собой всевозможными двойными реакциями, содержащими во входном и выходном каналах n, p, , , а также реакции + + , 12C + 12C, 12C + 16O, 16O + 16O. Включены также реакции, происходящие в результате слабых взаимодействий (e-, нe), (e+, e). С помощью ЭВМ была рассчитана звездная эволюция с момента появления на главной последовательности. Учитывались стадии горения водорода, углерода, неона, кислорода, кремния вплоть до момента, когда ядро звезды коллапсирует в результате распада железного ядра звезды на более легкие частицы. Характеристики звезд в момент коллапса для двух моделей приведены в табл. 10.
Таблица 10
Сравнительные характеристики звезд в модели I и II
Модель |
Масса, M |
Радиус, см |
Температура поверхности, K |
Фотонная светимость, эрг/с |
Модель I |
25 |
6. 49-1013 |
4370 |
1. 09-1039 |
Модель II |
25 |
1. 27-1013 |
9790 |
1. 05-1039 |
Рис. 34. Профили термодинамических величин в момент коллапса ядра звезды для внутренних областей звезд массой 25M обоих типов населения. Сплошная линия - модель I, пунктирная линия - модель II.
В момент коллапса обе звезды имеют характеристики сверхгигантов с протяженной оболочкой. Модель II дает меньший радиус и более высокую температуру поверхности. Сравнение температур и плотностей для внутренних областей обоих типов звезд проведено на рис. 34. Температура и плотность постепенно уменьшаются в мантии и круто падают в водородной оболочке. Как видно из рис. 34, в конце эволюции перед коллапсом в массивных звездах образуется плотное (с ~ 108 - 1010 г/см3) ядро, нагретое до температуры 109 - 1010 K. Масса этого ядра, состоящего из элементов железного пика, ~ 1 - 2M, радиус ~ 107 - 108 см. Для большей наглядности на рис. 35 схематично изображено распределение элементов внутри звезды. Более детально химический состав для моделей I и II показан на рис. 36. По оси x отложена массовая координата в единицах массы Солнца. Для основных элементов в обоих случаях получаются примерно одинаковые распределения. Железное ядро погружено в нейтронизованное вещество и окружено слоями вещества, состоящими из кремния, серы, кислорода, неона, углерода и гелия. Все это окружено сильно разреженной оболочкой из водорода. В случае модели I наружные слои звезды более обогащены такими элементами, как неон и кислород. Распределение элементов, приведенное на рис. 36, соответствует моменту непосредственно предшествующему взрыву сверхновой.
Рис. 35. Характерное строение массивной звезды в конце ее эволюции перед гравитационным коллапсом
История эволюции сверхновой на начальных этапах практически ничем не отличается от той, которая уже была рассмотрена раньше. Основное отличие заключается в существенном уменьшении времени эволюции, обусловленном большой массой звезды. Более подробно рассмотрим развитие звезды с момента, когда в ее центре становится возможным слияние ядер кремния с образованием ядер железа. Чтобы достичь этой стадии, массивной звезде необходимо несколько миллионов лет. Все дальнейшее происходит стремительно. Реакция горения кремния происходит в течение суток. В центре звезды, внутри кремниевой оболочки начинает формироваться железное ядро. На границе железного ядра и кремниевой оболочки и в более удаленных слоях продолжается синтез элементов и выделение энергии за счет термоядерных процессов. Состоящая из элементов железного максимума центральная область продолжает сжиматься. Однако ядерные источники энергии уже исчерпаны, так как образовавшиеся в центральной части звезды атомные ядра имеют максимальную удельную энергию связи. Означает ли это, что в центральной части звезды полностью прекращаются ядерные реакции? Конечно, нет. На самом деле температура и, соответственно, кинетическая энергия сталкивающихся частиц достигает такой величины, при которой будут идти реакции с образованием более слабо связанных ядер. Происходит важное качественное изменение в характере ядерных реакций. Если до этого момента преобладали реакции синтеза более тяжелых элементов с выделением энергии, то теперь ситуация резко меняется. Начинается распад железного ядра на более легкие фрагменты.
(а) (б)
Рис. 36. Химический состав звезды перед взрывом для моделей I (а) и II (б).
При температуре 5-109 K существенную роль начинают играть реакции фоторасщепления железа на нейтроны, протоны и ядра гелия. Эти реакции протекают с поглощением энергии. Энергия, выделившаяся в звезде при превращении водорода в железо, теперь начинает тратиться на то, чтобы железо снова превратилось в гелий, водород, нейтроны. Открываются многочисленные каналы реакций между продуктами распада и легкими частицами - протонами, нейтронами, б-частицами. Так как эти реакции идут с поглощением энергии, начинается охлаждение центральной части звезды. Наряду с этим существенную роль начинают играть процессы, происходящие в результате слабого взаимодействия, которые также приводят к охлаждению центральной части звезды. При больших плотностях энергия электронов возрастает настолько, что в результате их захвата компенсируется разность масс ядер 56Fe - 56Mn (3. 7 МэВ) и 56Mn - 56Cr (1. 6 МэВ) и других изобар, отличающихся заменой протона на нейтрон. Таким образом, вследствие захвата ядром электронов в реакциях
(A, Z) + e - (A, Z-1) + нe
Происходит обогащение элементов центральной части звезды нейтронами. Этот процесс называется нейтронизацией вещества. Процесс быстрого охлаждения сопровождается дальнейшим сжатием звезды. При этом, в отличие от стадии квазистатического равновесия, выделение гравитационной энергии уже не сопровождается повышением температуры. На этом этапе рост давления в центре звезды не в состоянии скомпенсировать рост сил гравитации. Звезда теряет устойчивость и начинается постепенно убыстряющееся (свободное) падение наружных оболочек на центр звезды. Кинетическая энергия падающего к центру звезды вещества приводит к быстрому увеличению скорости горения наружных слоев звезды. При температуре 109 - 1010 K кислород во внешней зоне выгорает в течение нескольких минут. Если звезда достаточно массивна и масса кислорода в ее наружных слоях близка к массе Солнца, то выделяющаяся в течение нескольких минут энергия сравнима с энергией, выделяемой Солнцем в течение миллиарда лет. Особенно бурно протекает заключительный этап сжатия массивной звезды. За время, по - видимому, не более нескольких секунд плотность центральной части звезды достигает плотности ядерного вещества (1014 - 1015 г/см3) или даже несколько большей величины. Температура ядра звезды нарастает до 1011-1012 K. В этих условиях интенсивно идет реакция превращения протонов в нейтроны с образованием нейтрино
P + e - n + нe
Нейтринная светимость достигает огромной величины 1053 эрг/с. Нейтрино свободно покидают звезду, унося большую часть высвобождающейся при взрыве сверхновой энергии и оставляя в центре звезды сжатое до с ~ 1014 - 1015 г/см3 нейтронное ядро. С образованием нейтронного ядра сжатие центральной части звезды резко прекращается и возникает отраженная ударная волна.
Рис. 37. Результирующее содержание элементов по массе в выбрасываемом веществе сверхновой типа II в модели I (показано содержание элементов во внутренних областях).
Свойства этой волны, детали ее формирования и распространения, последующий выброс вещества внешних слоев исследованы пока недостаточно детально. Поэтому расчеты этой стадии схематичны. В расчете, результаты которого приведены на рис. 37, считается, что все вещество вне нейтронизованного ядра выбрасывается. Не исключено также, что срыв оболочки сверхновой происходит за счет неизвестного механизма передачи ей части энергии нейтринной вспышки (для этого требуется передача оболочке всего лишь ~ 1% этой энергии). Важным подтверждением правильности основных положений вышеизложенной теории взрыва сверхновых явилась регистрация нейтринными детекторами Земли нейтринного импульса при взрыве SN 1987A. В части звездного вещества, расположенной в области M < 2. 3M, температура в момент взрыва сверхновой повышается настолько, что создаются условия для протекания взрывного нуклеосинтеза, в результате чего в течение нескольких минут происходит перераспределение элементного состава этой области звезды (рис. 37). Вещество остальной части звезды (M > 2. 3M) выбрасывается в межзвездное пространство без изменения химического состава. Результаты взрывного нуклеосинтеза представлены в табл. 11 и на рис. 38. На рис. 38 детально сравнивается содержание элементов, образующихся во взрывном нуклеосинтезе и выбрасываемых в межзвездное пространство, с содержанием элементов в Солнечной системе.
Таблица 11
Распределение синтезированных ядер по массе (вещество, выброшенное звездой массой 25M населения I)
Ядра |
Область звезды, M |
Доля по массе |
I |
II |
III |
1H |
9. 5 - 25 |
0. 381 |
4He |
7. 1 - 25 |
0. 362 |
12C |
2. 0 - 9. 3 |
3. 2-10-2 |
13C |
9. 3 - 25 |
3. 7-10-5 |
14C а, б |
7. 1 - 9. 3 |
1. 3-10-6 |
14N |
9. 3 - 25 |
3. 4-10-3 |
15N |
9. 7 - 25 |
1. 9-10-6 |
16O |
1. 9 - 9. 2 |
1. 2-10-1 |
17O |
9. 3 - 25 |
3. 5-10-5 |
18O |
7. 1 - 9. 3 |
3. 0-10-4 |
18F |
7. 1 - 9. 3 |
9. 3-10-7 |
20Ne |
2. 1 - 6. 7 |
5. 7-10-2 |
21Ne |
2. 1 - 7. 0 |
8. 1-10-5 |
22Ne |
6. 8 - 9. 3 |
1. 6-10-3 |
22Na б |
2. 1 - 6. 7 |
9. 9-10-7 |
23Na |
2. 1 - 6. 7 |
1. 9-10-3 |
24Mg |
1. 9 - 6. 7 |
1. 2-10-2 |
25Mg |
2. 1 - 7. 1 |
1. 4-10-3 |
26Mg |
2. 1 - 7. 1 |
1. 9-10-3 |
26Al б |
2. 0 - 6. 7 |
8. 7-10-7 |
27Al |
1. 9 - 6. 7 |
1. 9-10-3 |
28Si |
1. 8 - 6. 7 |
5. 0-10-3 |
29Si |
1. 9 - 6. 7 |
2. 1-10-4 |
30Si |
1. 9 - 6. 7 |
2. 3-10-4 |
31P |
1. 9 - 6. 7 |
5. 3-10-5 |
32S |
1. 8 - 2. 1 |
1. 5-10-3 |
33S |
1. 8 - 2. 1 |
8. 4-10-6 |
34S |
1. 8 - 2. 1 |
7. 6-10-5 |
36S |
2. 1 - 7. 1 |
2. 0-10-6 |
35Cl |
1. 8 - 2. 1 |
7. 1-10-6 |
36Cl б |
1. 9 - 9. 3 |
7. 0-10-8 |
37Cl |
2. 2 - 7. 1 |
1. 1-10-5 |
36Ar |
1. 8 - 2. 1 |
2. 4-10-4 |
37Ar б |
1. 8 - 2. 1 |
2. 1-10-7 |
38Ar |
1. 8 - 7. 1 |
4. 1-10-5 |
40Ar |
2. 1 - 7. 1 |
1. 1-10-6 |
39K |
1. 8 - 1. 9; 2. 0 - 7. 1 |
5. 6-10-6 |
40K |
2. 0 - 2. 3; 6. 8 - 9. 3 |
4. 4-10-8 |
41K |
2. 1 - 7. 1 |
7. 3-10-7 |
40Ca |
1. 5 - 1. 9 |
1. 9-10-4 |
42Ca |
1. 9 - 7. 1 |
1. 2-10-6 |
43Ca |
2. 1 - 7. 1 |
3. 4-10-7 |
44Ca б |
1. 5 - 1. 9; 2. 1 - 7. 1 |
6. 0-10-6 |
46Ca |
2. 1 - 6. 7 |
9. 3-10-9 |
48Ca |
- |
1. 3-10-7 |
45Sc |
2. 0 - 7. 1 |
1. 7-10-7 |
44Ti б |
1. 5 - 1. 9 |
4. 0-10-6 |
46Ti |
1. 8 -7. 1 |
5. 1-10-7 |
47Ti г |
1. 9 - 7. 1 |
2. 9-10-7 |
48Ti в |
1. 5 - 1. 8 |
1. 2-10-5 |
49Ti |
2. 1 - 7. 1 |
5. 4-10-7 |
50Ti |
2. 1 - 7. 1 |
7. 6-10-7 |
50V |
1. 9 - 7. 1 |
2. 2-10-9 |
51V |
1. 9 - 7. 1 |
5. 3-10-7 |
50Cr |
1. 8 - 1. 9 |
3. 9-10-6 |
52Cr в |
1. 5 - 1. 8 |
6. 1-10-5 |
53Cr в |
1. 7 - 1. 8 |
5. 8-10-6 |
54Cr |
2. 1 - 7. 1 |
1. 6-10-6 |
55Mn в |
1. 7 - 1. 8 |
2. 6-10-5 |
54Fe |
1. 7 - 1. 8 |
2. 7-10-4 |
56Fe б |
1. 5 - 1. 8 |
8. 9-10-3 |
57Fe в |
1. 5 - 1. 8 |
4. 4-10-4 |
58Fe |
2. 1 - 7. 1 |
7. 3-10-5 |
59Co г |
1. 9 - 7. 1 |
2. 5-10-5 |
56Ni б |
1. 5 - 1. 8 |
8. 1-10-3 |
58Ni |
1. 5 - 1. 8 |
2. 0-10-3 |
А Завышено, так как скорость реакции 14C (, ) 18O не включена в расчет. б Долгоживущий радиоактивный изотоп. в Существенный (более половины) вклад от радиоактивного родительского ядра. г Занижено, так как 47Cr и 59Cu не были включены в сетку нуклидов.
Рис. 38. Сравнение содержания элементов, образующихся при взрыве сверхновой типа II (в модели I) с полной энергией 1051эрг, с содержанием элементов в Солнечной системе. - коэффициент обогащения за счет взрывного нуклеосинтеза.
Относительные содержания различных элементов нормированы на16O. Коэффициент обогащения для 16O составляет 14. То есть на каждое ядро изотопа 16O, содержащееся в звездном веществе до взрыва сверхновой, образуется 13 ядер 16O. Из анализа данных, приведенных на рис. 38, можно сделать следующий вывод:
В рамках модели удается достаточно хорошо воспроизвести распространенность элементов легче серы в Солнечной системе.
Наблюдается общий дефицит ядер в области от серы до железа. Так как эта особенность характерна не для отдельных изотопов, а для всей совокупности ядер, по-видимому, это различие не связано с недостаточным знанием сечений ядерных реакций и распространенности элементов. Аналогичные результаты получаются и при расчетах взрывов сверхновых меньшей массы (M ~ 10M). Возможная причина заключается в том, что в момент взрыва максимальная температура оболочки достигает (2 - 4) -109 K, что оказывается недостаточным для интенсивного горения кислорода. Если такая гипотеза будет подтверждена более детальными расчетами, то это будет означать, что элементы от серы до железа синтезируются при взрывах более массивных звезд (M > 25M).
Расчет дает очень низкое содержание ядер 13C, 14N, 19F. Вероятно эти элементы образуются в красных гигантах и выбрасываются в межзвездную среду не на стадии взрыва сверхновых.
Механизм потери массы сверхновой играет существенную роль в выбросе элементов, образовавшихся в процессе эволюции, в межзвездное пространство. Если после взрыва сохраняется большая часть массы звезды, в межзвездное пространство выбрасываются лишь внешние слои сверхновой, состоящие преимущественно из легких элементов - водорода и гелия. Наряду с этими элементами будут выброшены также более тяжелые элементы, образовавшиеся в результате взрывного нуклеосинтеза в короткий интервал времени взрыва сверхновой. Внутренние слои звезды при этом не затрагиваются и поэтому элементы, образовавшиеся в результате горения в условиях термодинамического равновесия на спокойной стадии эволюции звезды, остаются внутри звезды. Если же в результате взрыва сверхновой в межзвездное пространство выбрасывается значительная масса звезды, то содержание выброшенных элементов будет в большей мере отражать относительное содержание различных элементов, образовавшихся в условиях термодинамического горения звезды, вплоть до стадии, предшествующей взрыву сверхновой. Современные данные пока не дают убедительных доказательств в пользу одной из точек зрения. Механизм взрыва сверхновых II нуждается в дальнейшем уточнении. Конечные стадии эволюции звезд после того, как они проходят последовательность реакций ядерного синтеза, зависят от массы звезды. Как уже отмечалось, массивные звезды (с массой значительно превышающей солнечную), в центральной части которых последовательно осуществляются все возможные ядерные реакции синтеза вплоть до образования элементов группы железа, взрываются затем как сверхновые с формированием плотного нейтронного ядра и выбросом наружных слоев в межзвездное пространство. На месте сверхновой остается либо нейтронная звезда, либо черная дыра в зависимости от конечной массы. Звезды, массы которых недостаточны, чтобы они завершили свою жизнь как сверхновые, после окончания ядерных реакций будут постепенно остывать. В зависимости от величины конечной массы такие звезды могут превратиться либо в белый карлик, либо в нейтронную звезду.
Похожие статьи
-
Основные характеристики и эволюция звезд
В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд,...
-
Сверхновые. - Эволюция и типы звезд
Около семи тысяч лет назад в отдаленном уголке космического пространства внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнительно...
-
Как и все тела в природе, звезды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и наконец "умирают". Чтобы проследить жизненный путь звезд и...
-
Эволюция звезд - Происхождение Космоса и Солнечной системы
Возникшие в газопылевой среде Галактики сгущения, продолжающие сжиматься под действием собственного тяготения, получили название протозвезд. По мере...
-
Эволюция звезд - Происхождение и эволюция звезд
"Строение звезды и источник ее энергии казались в какой-то степени выясненными, но возникли другие, не менее важные вопросы. Так, оказалось, что Солнце,...
-
Жизненный цикл звезд зависит от их массы: звезды с низкой массой в конечном итоге превращаются в белых карликов, в то время как жизнь звезд с большой...
-
Эволюция на основе ядерных реакций - Эволюция и строение звезд
При температуре в ядрах ~ 106 К начинаются первые ядерные реакции - выгорают дейтерий, литий, бор. Первичное количество этих элементов настолько мало,...
-
"Разновидности масс тел", Молодые звезды малой массы - Особенность эволюции звезд
Молодые звезды малой массы Это еще по сути протозвезды, в центре которых только начинаются ядерные реакции, и все излучение происходит, в основном, из-за...
-
Введение - Рождение и эволюция звезд
Звезда - небесное тело, по своей природе сходное с Солнцем, вследствие огромной отдаленности видимое с Земли как светящаяся точка на ночном небе. Звезды...
-
Рождение и эволюция отдельных типов звезд - Общие сведения о звездах и их типологии
Процесс звездообразования. Эволюция звезд -- это изменение со временем физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд....
-
Рождение и эволюция звезд - Рождение и эволюция звезд
Мир звезд огромен и разнообразен. За тысячи лет до нас это знали внимательные наблюдатели неба -- пастухи, мореходы, проводники караванов. Они отличали...
-
Звезды среднего размера - Эволюция звезд
При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта в ее ядре заканчивается водород и начинаются реакции синтеза...
-
Эволюция звезд - Рождение и эволюция звезд
Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газопылевой...
-
Образование звезд, стадия гравитационного сжатия - Эволюция и строение звезд
Согласно наиболее распространенной точке зрения, звезды образуются в результате гравитационной конденсации вещества межзвездной среды. Необходимое для...
-
Строение звезд - Эволюция звезд
Звезды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звезды, а старые умирают. Чтобы понять, как...
-
Старые звезды с малой массой Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в...
-
Введение - Геометрическая турбулентность и эволюция звезд
Вопрос об источнике энергии звезд обсуждался в работах [1-7] и других. В одной из первых моделей эволюции звезд [1] предполагалось, что вещество...
-
Образование и эволюция звезд - Образование и эволюция звезд
Звезды - наиболее распространенные объекты во Вселенной. Более 98% массы наблюдаемого космического вещества сосредоточено в них. Эволюция звезд - важный...
-
Классификация звездных спектров - Образование и эволюция звезд
Класс Особенности спектров Темп-ра, К Типичные звезды O Линии HI, HeI, HeII многократно ионизованных Si, C, N, O (SiIV, CIV, CIII, NIII и др.) 40-28 тыс....
-
Эволюция звезд малой массы ( до 8 М Солнца) - Строение и эволюция звезд и планет
Если массы, необходимой для начала термоядерной реакции, недостаточно (0,01-0,08 масс Солнца), термоядерные реакции никогда не начнутся. Такие...
-
Сверхмассивные звезды - Эволюция звезд
После того, как звезда с массой большей, чем пять солнечных, входит в стадию красного сверхгиганта, ее ядро под действием сил гравитации начинает...
-
Понятие эволюции звезды - Эволюция и строение звезд
Эволюция звезда гравитационное сжатие Эволюция звезд - изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем....
-
Эволюция звезд большой массы (больше 8 М Солнца) - Строение и эволюция звезд и планет
Звезды с такими массами быстро проходят свой жизненный путь. После того, как звезда с массой большей восьми Солнечных масс, входит в стадию красного...
-
Черная дыра - как последняя стадия эволюции звезд - Черные дыры
После выгорания термоядерного вещества в звезде, масса которой сравнима с массой солнца, то свойства газа кардинально меняются. Подобный газ называется...
-
ПРИЧИНА ВЗРЫВОВ ЗВЕЗД, Эволюция звезд - Звездное небо
Существует несколько гипотез о причине взрывов звезд, наблюдаемых как сверхновые. Однако общепризнанной теории, основывающейся на известных фактах и...
-
Механизм образования и эволюции звезд - Рождение и эволюция звезд
Согласно современным представлениям, звезды возникают в результате гравитационного сжатия плотных газопылевых облаков с последующим разогревом и...
-
Эволюция звезд и геометрическая турбулентность - Геометрическая турбулентность и эволюция звезд
Используем полученные результаты для доказательства того, что горение вещества в звездах обусловлено только изменением метрики пространства-времени....
-
Середина жизненного цикла звезды - Эволюция звезд
Среди звезд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе...
-
Типы звезд, Белые карлики - Эволюция и типы звезд
Глобула звезда карлик черный дыра Белые карлики Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение...
-
Эволюция звезд - Эволюция и типы звезд
Более девяти десятых вещества нашей планеты Галактики сосредоточено в звездах; есть галактики, в которых на звезды приходится 99,9% массы. Мир звезд...
-
Изобилие легких элементов - Концепция большого взрыва. Механизм образования и эволюции звезд
Ранняя Вселенная была очень горячей. Даже если протоны и нейтроны при столкновении объединялись и формировали более тяжелые ядра, время их существования...
-
Заключение - Рождение и эволюция звезд
Итак, мы можем сделать следующие выводы, что все звезды рождены в плазме ядер галактик и выведены ими на первоначальную орбиту в виде быстровращающейся...
-
СВЕРХНОВЫЕ. - Жизненный путь звезд
Около семи тысяч лет назад в отдаленном уголке космического пространства внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнительно...
-
Поздние годы и гибель звезд, Старые звезды с малой массой - Эволюция звезд
Старые звезды с малой массой На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с легкими звездами после истощения запаса водорода. Поскольку...
-
Происхождение звезд - Рождение и эволюция звезд
Сейчас установлено, что звезды и звездные скопления имеют разный возраст, от величины порядка 1010 лет (шаровые звездные скопления) до 106 лет для самых...
-
Эволюция звезд - Эволюция звезд
Звезда термоядерный ионизация химический Эволюция звезд -- последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение ее жизни, то есть на...
-
Астрофизика (физика звезд на поздней стадии эволюции) - Еще раз о Мироустройстве
Из выступления директора Государственного астрономического ин-та им. Штейнберга, академика РАН, профессора, Черепащук. Черные Дыры, Кротовые Норы, Темная...
-
Изучение звездной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой -- многие изменения в звездах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными...
-
Нейронные звезды. - Эволюция и типы звезд
Звезды, у которых масса в 1,5-3 раза больше, чем у Солнца не смогут в конце жизни остановить свое сжатие на стадии белого карлика. Мощные силы гравитации...
-
Процессы формирования и развития большинства космических тел и их систем протекают чрезвычайно медленно и занимают миллионы и миллиарды лет. Однако...
Конечные стадии эволюции звезд