stringtranslate.com

Потеря звездной массы

Звездный ветер из звездного скопления Вестерлунд 2 отталкивает окружающий газ и пыль, создавая ударные волны, которые служат местом рождения новых молодых звезд. Изображение, полученное широкоугольной камерой космического телескопа Хаббл 3 .

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 .

Причины

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.

Впечатление художника о массивной звезде О-типа , «высасывающей» массу своего компаньона в двойной системе, что соответствует ее прозвищу «звезда-вампир». [1]

Солнечный ветер

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]

Рябь плотности звездного ветра массивной звезды в двойной системе перед тем, как она станет сверхновой.

Бинарный массоперенос

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]

Массовый выброс

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]

Составное изображение звезды Вольфа-Райе WR 124 и окружающей ее туманности , полученное космическим телескопом Джеймса Уэбба NIRCam и MIRI . История потери массы звезды закодирована в структуре туманности. Отсутствие сферической симметрии в небулярной структуре указывает на случайные асимметричные выбросы. Комки пыли и газа подчеркивают сильный ветер звезды .

Потеря массы красного гиганта

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.

Смотрите также

Внешние ссылки и дополнительная литература

Моделирование красного сверхгиганта, демонстрирующего нестабильность и потерю массы

Обзор потери массы массивных звезд

Влияние потери массы промежуточных звезд на межзвездную среду

Рекомендации

  1. ^ Роберт Ли (21 ноября 2023 г.). «Звездные вампиры» могут питаться скрытыми звездами в своих системах». Space.com . Проверено 1 мая 2024 г.
  2. ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (1995). Введение в современную астрофизику (переработанное 2-е изд.). Бенджамин Каммингс. п. 409. ИСБН 978-0-201-54730-6.
  3. ^ "НАСА/Физика Солнца Маршалла". Solarscience.msfc.nasa.gov . Проверено 1 мая 2024 г.
  4. ^ «НАСА впервые входит в солнечную атмосферу, принося новые открытия - НАСА» . 14 декабря 2021 г. Проверено 1 мая 2024 г.
  5. ^ Уилан, Джон; Ибен, Ико-младший (1 декабря 1973 г.). «Двойные и сверхновые типа I». Астрофизический журнал . 186 : 1007–1014. Бибкод : 1973ApJ...186.1007W. дои : 10.1086/152565. ISSN  0004-637X.{{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  6. ^ Сана, Х.; де Минк, SE; де Котер, А.; Лангер, Н.; Эванс, CJ; Гилес, М.; Госсет, Э.; Иззард, Р.Г.; Ле Букен, Ж.-Б.; Шнайдер, FRN (1 июля 2012 г.). «Двойное взаимодействие доминирует в эволюции массивных звезд». Наука . 337 (6093): 444–446. arXiv : 1207.6397 . Бибкод : 2012Sci...337..444S. дои : 10.1126/science.1223344. ISSN  0036-8075. ПМИД  22837522.
  7. ^ Пакстон, Билл; Маршан, Пабло; Шваб, Иосия; Бауэр, Эван Б.; Билдстен, Ларс; Кантиелло, Маттео; Дессар, Люк; Фармер, Р.; Хм.; Лангер, Н.; Таунсенд, RHD; Таунсли, Дин М.; Тиммс, FX (1 сентября 2015 г.). «Модули для экспериментов по звездной астрофизике (MESA): двойные системы, пульсации и взрывы». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 220 (1): 15. arXiv : 1506.03146 . Бибкод : 2015ApJS..220...15P. дои : 10.1088/0067-0049/220/1/15. ISSN  0067-0049.
  8. ^ Херли, Джаррод Р.; Тут, Кристофер А.; Полс, Онно Р. (1 февраля 2002 г.). «Эволюция двойных звезд и влияние приливов на население двойных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 329 (4): 897–928. arXiv : astro-ph/0201220 . Бибкод : 2002MNRAS.329..897H. дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.05038.x . ISSN  0035-8711.
  9. ^ Кроутер, Пол А. (1 сентября 2007 г.). «Физические свойства звезд Вольфа-Райе». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 (1): 177–219. arXiv : astro-ph/0610356 . Бибкод : 2007ARA&A..45..177C. doi :10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. ISSN  0066-4146.
  10. ^ Дирборн, DSP; Блейк, Дж. Б. (1 февраля 1984 г.). «О составе звездных ветров самых массивных звезд — от 100 солнечных масс до 2200 солнечных масс». Астрофизический журнал . 277 : 783–790. Бибкод : 1984ApJ...277..783D. дои : 10.1086/161748. ISSN  0004-637X.
  11. ^ Реймерс, Д. (1 января 1975 г.). Околозвездные оболочки и потеря массы красных гигантов. Бибкод : 1975psae.book..229R.
  12. ^ Саннер, Ф. (1 сентября 1976 г.). «Потеря массы красных гигантов и сверхгигантов». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 32 : 115–145. Бибкод : 1976ApJS...32..115S. дои : 10.1086/190394. hdl : 2060/19760003852 . ISSN  0067-0049.