Потеря звездной массы — это явление, наблюдаемое у звезд , при котором звезды теряют часть массы в течение своей жизни. Потеря массы может быть вызвана запускающими событиями, которые вызывают внезапный выброс большой части массы звезды. Это также может произойти, когда звезда постепенно теряет материал в пользу двойной звезды или из-за сильных звездных ветров . Массивные звезды особенно подвержены потере массы на поздних стадиях эволюции. Количество и скорость потери массы варьируются в широких пределах в зависимости от множества факторов.
Потеря звездной массы играет очень важную роль в звездной эволюции , составе межзвездной среды , нуклеосинтезе , а также в понимании популяций звезд в скоплениях и галактиках .
Каждая звезда за время своей жизни претерпевает некоторую потерю массы. Это может быть вызвано собственным звездным ветром или взаимодействием с внешней средой. Кроме того, массивные звезды особенно уязвимы к значительной потере массы и на них может влиять ряд факторов, в том числе:
Некоторые из этих причин обсуждаются ниже, а также последствия такого явления.
Солнечный ветер — это поток плазмы, выбрасываемый из верхних слоев атмосферы Солнца . Высокие температуры короны позволяют заряженным частицам и другим атомным ядрам получать энергию , необходимую для выхода из гравитации Солнца . Солнце теряет массу из-за солнечного ветра с очень небольшой скоростью.(2–3) × 10 −14 солнечных масс в год. [2]
Солнечный ветер переносит следовые количества ядер тяжелых элементов, слитых в ядре Солнца, раскрывая внутреннюю работу Солнца, а также перенося информацию о солнечном магнитном поле. [3] В 2021 году солнечный зонд «Паркер» измерил « скорость звука » и магнитные свойства плазменной среды солнечного ветра. [4]
Часто, когда звезда является членом пары двойных звезд , обращающихся по близкой орбите , приливного притяжения газов вблизи центра масс достаточно, чтобы притянуть газ от одной звезды к ее партнеру. Этот эффект особенно заметен, когда партнером является белый карлик , нейтронная звезда или черная дыра . Потеря массы в бинарных системах приводит к особенно интересным результатам. Если вторичная звезда в системе выходит за пределы своей полости Роша , она теряет массу по сравнению с первичной, что значительно изменяет их эволюцию. Если главная звезда — белый карлик, система быстро превращается в сверхновую типа Ia . [5] Другой альтернативный сценарий для той же системы – это формирование катастрофической переменной или «Новой». Если аккрецирующая звезда является нейтронной звездой или черной дырой , результирующая система представляет собой рентгеновскую двойную систему .
Исследование 2012 года показало, что более 70% всех массивных звезд обмениваются массой с компаньоном, что в трети случаев приводит к слиянию двойных звезд. [6] Поскольку траектория эволюции этих звезд сильно изменилась из-за потери массы компаньона, модели звездной эволюции сосредоточены на воспроизведении этих наблюдений. [7] [8]
Некоторые классы звезд, особенно звезды Вольфа-Райе, достаточно массивны и по мере эволюции их радиус увеличивается. Это приводит к тому, что их власть над верхними слоями ослабевает, позволяя небольшим возмущениям выбрасывать большое количество внешних слоев в космос. Такие события, как солнечные вспышки и корональные выбросы массы, являются всего лишь точками на шкале потери массы для звезд малой массы (таких как наше Солнце). Однако эти же события вызывают катастрофический выброс звездного материала в космос для массивных звезд, таких как звезды Вольфа-Райе. [9]
Такие звезды чрезвычайно благотворительны и проводят большую часть своей жизни, жертвуя массу окружающей межзвездной среде. Лишенные водородной оболочки , они продолжают оставаться добрыми самаритянами, отказываясь от более тяжелых элементов, таких как гелий , углерод , азот и кислород , а некоторые из самых массивных звезд выделяют еще более тяжелые элементы, вплоть до алюминия. [10]
Звезды, вошедшие в фазу красных гигантов, печально известны быстрой потерей массы. Как указано выше, гравитационное притяжение верхних слоев ослабляется, и они могут быть выброшены в космос в результате сильных событий, таких как начало гелиевой вспышки в ядре. Заключительная стадия жизни красного гиганта также приведет к огромной потере массы, поскольку звезда теряет свои внешние слои, образуя планетарную туманность .
Структуры этих туманностей дают представление об истории потери массы звезды. Избыточная и недостаточная плотность показывают периоды, когда звезда активно теряла массу, а распределение этих сгустков в космосе намекает на физическую причину потери. Однородные сферические оболочки туманности указывают на симметричные звездные ветры, а асимметрия и отсутствие однородной структуры указывают на выбросы массы и звездные вспышки как на причину. [11] [12]
Это явление приобретает новый масштаб при взгляде на звезды AGB . Звезды, находящиеся на асимптотической гигантской ветви диаграммы Герцшпрунга – Рассела, наиболее склонны к потере массы на поздних стадиях своей эволюции по сравнению с другими. На этой фазе теряется наибольшее количество массы одной звезды, которая не взорвалась сверхновой.
Моделирование красного сверхгиганта, демонстрирующего нестабильность и потерю массы
Обзор потери массы массивных звезд
Влияние потери массы промежуточных звезд на межзвездную среду
{{cite journal}}
: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )