.jpg/1280px-The_life_cycle_of_a_Sun-like_star_(annotated).jpg)
Звездная эволюция — это процесс, посредством которого звезда изменяется в течение своей жизни, и как это может привести к созданию новой звезды. В зависимости от массы звезды, ее продолжительность жизни может варьироваться от нескольких миллионов лет для самых массивных до триллионов лет для наименее массивных, что значительно больше, чем текущий возраст Вселенной . Таблица показывает продолжительность жизни звезд как функцию их масс. [1] Все звезды образуются из коллапсирующих облаков газа и пыли, часто называемых туманностями или молекулярными облаками . В течение миллионов лет эти протозвезды приходят в состояние равновесия, становясь тем, что известно как звезда главной последовательности .
Ядерный синтез питает звезду большую часть ее существования. Первоначально энергия генерируется путем слияния атомов водорода в ядре звезды главной последовательности. Позже, когда преобладание атомов в ядре становится гелием , звезды, подобные Солнцу, начинают синтезировать водород вдоль сферической оболочки, окружающей ядро. Этот процесс заставляет звезду постепенно увеличиваться в размерах, проходя через стадию субгиганта , пока она не достигнет фазы красного гиганта . Звезды, масса которых составляет не менее половины массы Солнца, также могут начать генерировать энергию путем синтеза гелия в своем ядре, тогда как более массивные звезды могут синтезировать более тяжелые элементы вдоль ряда концентрических оболочек. Как только звезда, подобная Солнцу, исчерпывает свое ядерное топливо, ее ядро коллапсирует в плотный белый карлик , а внешние слои выбрасываются в виде планетарной туманности . Звезды, масса которых примерно в десять и более раз превышает массу Солнца, могут взорваться в сверхновой , когда их инертные железные ядра коллапсируют в чрезвычайно плотную нейтронную звезду или черную дыру . Хотя Вселенная недостаточно стара для того, чтобы даже самые маленькие красные карлики достигли конца своего существования, звездные модели предполагают, что они будут медленно становиться ярче и горячее, прежде чем у них закончится водородное топливо и они превратятся в маломассивные белые карлики. [2]
Звездная эволюция не изучается путем наблюдения за жизнью одной звезды, поскольку большинство звездных изменений происходят слишком медленно, чтобы их можно было обнаружить, даже на протяжении многих столетий. Вместо этого астрофизики приходят к пониманию того, как звезды развиваются, наблюдая за многочисленными звездами в различные моменты их жизни и моделируя звездную структуру с помощью компьютерных моделей .
Эволюция звезд начинается с гравитационного коллапса гигантского молекулярного облака . Типичные гигантские молекулярные облака имеют размер около 100 световых лет (9,5 × 10 14 км) в поперечнике и содержат до 6 000 000 солнечных масс (1,2 × 10 37 кг ). По мере коллапса гигантское молекулярное облако распадается на все более мелкие части. В каждом из этих фрагментов коллапсирующий газ высвобождает гравитационную потенциальную энергию в виде тепла. По мере повышения его температуры и давления фрагмент конденсируется во вращающийся шар сверхгорячего газа, известный как протозвезда . [3] Нитевидные структуры действительно повсеместны в молекулярном облаке. Плотные молекулярные нити будут фрагментироваться в гравитационно связанные ядра, которые являются предшественниками звезд. Непрерывная аккреция газа, геометрическое изгибание и магнитные поля могут контролировать детальный способ фрагментации нитей. В сверхкритических волокнах наблюдения выявили квазипериодические цепочки плотных ядер с интервалом, сопоставимым с внутренней шириной волокна, и вкрапленные две протозвезды с истечениями газа. [4]
Протозвезда продолжает расти за счет аккреции газа и пыли из молекулярного облака, становясь звездой предглавной последовательности по мере достижения своей конечной массы. Дальнейшее развитие определяется ее массой. Массу обычно сравнивают с массой Солнца : 1,0 M ☉ (2,0 × 10 30 кг) означает 1 солнечную массу.
Протозвезды окутаны пылью и поэтому более заметны в инфракрасном диапазоне. Наблюдения с помощью Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) были особенно важны для открытия многочисленных галактических протозвезд и их родительских звездных скоплений . [5] [6]
Протозвезды с массой менее примерно 0,08 M ☉ (1,6 × 10 29 кг) никогда не достигают температур, достаточно высоких для начала ядерного синтеза водорода. Они известны как коричневые карлики . Международный астрономический союз определяет коричневые карлики как звезды, достаточно массивные, чтобы в какой-то момент своей жизни синтезировать дейтерий (13 масс Юпитера ( М Дж ), 2,5 × 10 28 кг или 0,0125 M ☉ ). Объекты, меньшие 13 М Дж, классифицируются как субкоричневые карлики (но если они вращаются вокруг другого звездного объекта, они классифицируются как планеты). [7] Оба типа, сжигающие и не сжигающие дейтерий, тускло светят и медленно угасают, постепенно остывая в течение сотен миллионов лет.
Для более массивной протозвезды температура ядра в конечном итоге достигнет 10 миллионов кельвинов , что инициирует цепную реакцию протон-протон и позволяет водороду синтезироваться сначала в дейтерий , а затем в гелий . В звездах с массой чуть более 1 M ☉ (2,0 × 10 30 кг) реакция синтеза углерода, азота и кислорода ( цикл CNO ) вносит большой вклад в выработку энергии. Начало ядерного синтеза относительно быстро приводит к гидростатическому равновесию , при котором энергия, выделяемая ядром, поддерживает высокое давление газа, уравновешивая вес вещества звезды и предотвращая дальнейший гравитационный коллапс. Таким образом, звезда быстро эволюционирует в стабильное состояние, начиная фазу главной последовательности своей эволюции.
Новая звезда будет находиться в определенной точке главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела , причем спектральный тип главной последовательности будет зависеть от массы звезды. Небольшие, относительно холодные, маломассивные красные карлики медленно плавят водород и будут оставаться на главной последовательности сотни миллиардов лет или дольше, тогда как массивные, горячие звезды O-типа покинут главную последовательность всего через несколько миллионов лет. Желтый карлик среднего размера , такой как Солнце, будет оставаться на главной последовательности около 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце находится в середине своей жизни на главной последовательности.
Звезда может обрести протопланетный диск , который в дальнейшем может развиться в планетную систему .
В конце концов ядро звезды исчерпывает свой запас водорода, и звезда начинает эволюционировать вне главной последовательности . Без внешнего давления излучения , создаваемого синтезом водорода, чтобы противодействовать силе гравитации , ядро сжимается до тех пор, пока либо давление вырождения электронов не станет достаточным для противодействия гравитации, либо ядро не станет достаточно горячим (около 100 МК) для начала синтеза гелия . Что из этого произойдет первым, зависит от массы звезды.
То, что происходит после того, как звезда малой массы прекращает вырабатывать энергию посредством термоядерного синтеза, напрямую не наблюдалось; возраст Вселенной составляет около 13,8 миллиардов лет, что на несколько порядков меньше времени (в некоторых случаях на несколько порядков), необходимого для прекращения термоядерного синтеза в таких звездах.
Недавние астрофизические модели предполагают, что красные карлики массой 0,1 M ☉ могут оставаться на главной последовательности в течение примерно шести-двенадцати триллионов лет, постепенно увеличивая как температуру, так и светимость , и потребуется еще несколько сотен миллиардов лет, чтобы медленно сколлапсировать в белого карлика . [9] [10] Такие звезды не станут красными гигантами, поскольку вся звезда представляет собой конвективную зону , и она не разовьет вырожденное гелиевое ядро с оболочкой, сжигающей водород. Вместо этого водородный синтез будет продолжаться до тех пор, пока почти вся звезда не станет гелием.
Немного более массивные звезды расширяются в красных гигантов , но их гелиевые ядра недостаточно массивны, чтобы достичь температур, необходимых для синтеза гелия, поэтому они никогда не достигают вершины ветви красных гигантов. Когда заканчивается горение водородной оболочки, эти звезды движутся прямо с ветви красных гигантов, как звезда постасимптотической ветви гигантов (AGB), но с более низкой светимостью, чтобы стать белым карликом. [2] Звезда с начальной массой около 0,6 M ☉ сможет достичь температур, достаточно высоких для синтеза гелия, и эти «средние» звезды переходят на дальнейшие стадии эволюции за пределами ветви красных гигантов. [11]
Звезды массой около 0,6–10 M ☉ становятся красными гигантами , которые являются крупными звездами не главной последовательности звездной классификации K или M. Красные гиганты располагаются вдоль правого края диаграммы Герцшпрунга–Рассела из-за их красного цвета и большой светимости. Примерами являются Альдебаран в созвездии Тельца и Арктур в созвездии Волопаса .
Звезды среднего размера являются красными гигантами в течение двух различных фаз их эволюции после главной последовательности: звезды ветви красных гигантов с инертными ядрами из гелия и оболочек, сжигающих водород, и звезды ветви асимптотических гигантов с инертными ядрами из углерода и оболочек, сжигающих гелий, внутри оболочек, сжигающих водород. [12] Между этими двумя фазами звезды проводят период на горизонтальной ветви с ядром, сжигающим гелий. Многие из этих звезд, сжигающих гелий, группируются в направлении холодного конца горизонтальной ветви как гиганты K-типа и называются гигантами красного сгустка .
Когда звезда исчерпывает водород в своем ядре, она покидает главную последовательность и начинает синтезировать водород в оболочке за пределами ядра. Масса ядра увеличивается по мере того, как оболочка производит больше гелия. В зависимости от массы гелиевого ядра это продолжается от нескольких миллионов до одного или двух миллиардов лет, при этом звезда расширяется и охлаждается при аналогичной или немного более низкой светимости по сравнению с ее состоянием главной последовательности. В конце концов, либо ядро становится вырожденным, в звездах около массы Солнца, либо внешние слои охлаждаются достаточно, чтобы стать непрозрачными, в более массивных звездах. Любое из этих изменений приводит к повышению температуры водородной оболочки и увеличению светимости звезды, в результате чего звезда расширяется на ветвь красных гигантов. [13]
Расширяющиеся внешние слои звезды являются конвективными , при этом материал перемешивается турбулентностью от областей слияния до поверхности звезды. Для всех звезд, кроме звезд с самой низкой массой, слитый материал оставался глубоко внутри звезды до этого момента, поэтому конвекционная оболочка делает продукты слияния видимыми на поверхности звезды впервые. На этой стадии эволюции результаты незначительны, причем самые большие эффекты, изменения изотопов водорода и гелия, являются незаметными. Эффекты цикла CNO проявляются на поверхности во время первого выноса , с более низкими отношениями 12 C/ 13 C и измененными пропорциями углерода и азота. Они обнаруживаются с помощью спектроскопии и были измерены для многих эволюционировавших звезд.
Гелиевое ядро продолжает расти на ветви красных гигантов. Оно больше не находится в тепловом равновесии, либо вырожденном, либо выше предела Шёнберга-Чандрасекара , поэтому его температура увеличивается, что приводит к увеличению скорости синтеза в водородной оболочке. Звезда увеличивает светимость по направлению к кончику ветви красных гигантов . Звезды ветви красных гигантов с вырожденным гелиевым ядром достигают кончика с очень похожими массами ядра и очень похожими светимостями, хотя более массивные из красных гигантов становятся достаточно горячими, чтобы зажечь гелиевый синтез до этой точки.
В гелиевых ядрах звезд в диапазоне масс от 0,6 до 2,0 солнечных, которые в значительной степени поддерживаются давлением вырождения электронов , гелиевый синтез воспламенится в течение нескольких дней в гелиевой вспышке . В невырожденных ядрах более массивных звезд воспламенение гелиевого синтеза происходит относительно медленно, без вспышки. [14] Ядерная энергия, выделяемая во время гелиевой вспышки, очень велика, порядка 10 8 светимости Солнца в течение нескольких дней [13] и 10 11 светимости Солнца (примерно светимость Галактики Млечный Путь ) в течение нескольких секунд. [15] Однако энергия потребляется тепловым расширением изначально вырожденного ядра и, таким образом, не может быть видна снаружи звезды. [13] [15] [16] Из-за расширения ядра водородный синтез в вышележащих слоях замедляется, и общая генерация энергии уменьшается. Звезда сжимается, хотя и не достигает всей главной последовательности, и перемещается на горизонтальную ветвь диаграммы Герцшпрунга–Рассела, постепенно уменьшаясь в радиусе и повышая температуру своей поверхности.
Звезды с гелиевыми вспышками в ядре эволюционируют к красному концу горизонтальной ветви, но не мигрируют к более высоким температурам, прежде чем они приобретут вырожденное углеродно-кислородное ядро и начнут сжигать гелиевую оболочку. Эти звезды часто наблюдаются как красное скопление звезд на диаграмме цвет-величина скопления, более горячее и менее светимое, чем красные гиганты. Звезды с большей массой и большими гелиевыми ядрами движутся вдоль горизонтальной ветви к более высоким температурам, некоторые становятся нестабильными пульсирующими звездами в желтой полосе нестабильности ( переменные типа RR Лиры ), тогда как некоторые становятся еще горячее и могут образовывать синий хвост или синий крюк к горизонтальной ветви. Морфология горизонтальной ветви зависит от таких параметров, как металличность, возраст и содержание гелия, но точные детали все еще моделируются. [17]
После того, как звезда поглотила гелий в ядре, синтез водорода и гелия продолжается в оболочках вокруг горячего ядра из углерода и кислорода . Звезда следует асимптотической ветви гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, параллельно исходной эволюции красного гиганта, но с еще более быстрой генерацией энергии (которая длится в течение более короткого времени). [18] Хотя гелий сжигается в оболочке, большая часть энергии вырабатывается водородом, сжигаемым в оболочке, расположенной дальше от ядра звезды. Гелий из этих оболочек, сжигающих водород, падает к центру звезды, и периодически выход энергии из оболочки гелия резко увеличивается. Это известно как тепловой импульс , и они происходят к концу фазы асимптотической ветви гигантов, иногда даже в фазе постасимптотической ветви гигантов. В зависимости от массы и состава может быть от нескольких до сотен тепловых импульсов.
Существует фаза на подъеме асимптотической ветви гигантов, где формируется глубокая конвективная зона, которая может выносить углерод из ядра на поверхность. Это известно как второе вытягивание, и в некоторых звездах может быть даже третье вытягивание. Таким образом образуется углеродная звезда , очень холодные и сильно покрасневшие звезды, показывающие сильные линии углерода в своих спектрах. Процесс, известный как горячее горение на дне, может преобразовывать углерод в кислород и азот до того, как он может быть вытянут на поверхность, и взаимодействие между этими процессами определяет наблюдаемые светимости и спектры углеродных звезд в определенных скоплениях. [19]
Другой хорошо известный класс звезд асимптотической ветви гигантов — это переменные Миры , которые пульсируют с четко определенными периодами от десятков до сотен дней и большими амплитудами до примерно 10 звездных величин (в визуальном диапазоне общая светимость изменяется на гораздо меньшую величину). У более массивных звезд звезды становятся более яркими, а период пульсации длиннее, что приводит к усиленной потере массы, и звезды становятся сильно затемненными на визуальных длинах волн. Эти звезды можно наблюдать как звезды OH/IR , пульсирующие в инфракрасном диапазоне и демонстрирующие мазерную активность OH. Эти звезды явно богаты кислородом, в отличие от углеродных звезд, но обе должны быть созданы путем дреджа.
Эти звезды среднего диапазона в конечном итоге достигают вершины асимптотической ветви гигантов и исчерпывают топливо для сжигания оболочки. Они недостаточно массивны, чтобы начать полномасштабный синтез углерода, поэтому они снова сжимаются, проходя через период постасимптотической ветви гигантов сверхветра, чтобы создать планетарную туманность с чрезвычайно горячей центральной звездой. Затем центральная звезда остывает до белого карлика. Выброшенный газ относительно богат тяжелыми элементами, созданными внутри звезды, и может быть особенно обогащен кислородом или углеродом , в зависимости от типа звезды. Газ накапливается в расширяющейся оболочке, называемой околозвездной оболочкой , и охлаждается по мере удаления от звезды, позволяя образовываться частицам пыли и молекулам. Благодаря высокому поступлению инфракрасной энергии от центральной звезды в этих околозвездных оболочках формируются идеальные условия для возбуждения мазера .
Тепловые импульсы могут возникать после начала эволюции постасимптотической ветви гигантов, что приводит к появлению множества необычных и плохо изученных звезд, известных как возрожденные звезды асимптотической ветви гигантов. [20] Это может привести к появлению звезд с экстремальной горизонтальной ветвью ( субкарликовые звезды B ), звезд с дефицитом водорода на постасимптотической ветви гигантов, переменных звезд в центре планетарной туманности и переменных типа R Северной Короны .
В массивных звездах ядро уже достаточно велико в начале оболочки горящего водорода, так что воспламенение гелия произойдет до того, как давление вырождения электронов станет преобладающим. Таким образом, когда эти звезды расширяются и остывают, они не становятся столь яркими, как звезды с меньшей массой; однако, они были более яркими на главной последовательности и эволюционируют в сверхгигантов с высокой яркостью. Их ядра становятся достаточно массивными, чтобы они не могли поддерживать себя за счет вырождения электронов и в конечном итоге коллапсируют, образуя нейтронную звезду или черную дыру . [ требуется цитата ]
Чрезвычайно массивные звезды (более примерно 40 M ☉ ), которые очень яркие и, таким образом, имеют очень быстрые звездные ветры, теряют массу так быстро из-за давления излучения, что они имеют тенденцию сбрасывать свои собственные оболочки, прежде чем они смогут расшириться, чтобы стать красными сверхгигантами , и, таким образом, сохраняют чрезвычайно высокие температуры поверхности (и сине-белый цвет) со времени своей главной последовательности и далее. Самые большие звезды текущего поколения имеют массу около 100–150 M ☉ , потому что внешние слои будут выброшены экстремальным излучением. Хотя звезды с меньшей массой обычно не сжигают свои внешние слои так быстро, они также могут избежать превращения в красных гигантов или красных сверхгигантов, если они находятся в двойных системах достаточно близко, чтобы звезда-компаньон сбрасывала оболочку по мере своего расширения, или если они вращаются достаточно быстро, чтобы конвекция распространялась на весь путь от ядра до поверхности, что приводит к отсутствию отдельного ядра и оболочки из-за тщательного перемешивания. [21]
Ядро массивной звезды, определяемое как область, обедненная водородом, становится горячее и плотнее по мере того, как оно аккрецирует материал из слияния водорода за пределами ядра. В достаточно массивных звездах ядро достигает температур и плотностей, достаточно высоких для слияния углерода и более тяжелых элементов посредством альфа-процесса . В конце слияния гелия ядро звезды состоит в основном из углерода и кислорода. В звездах тяжелее примерно 8 M ☉ углерод воспламеняется и сплавляется , образуя неон, натрий и магний. Звезды несколько менее массивные могут частично воспламенять углерод, но они не способны полностью сплавить углерод до наступления вырождения электронов , и эти звезды в конечном итоге оставят кислородно-неоново-магниевый белый карлик . [22] [23]
Точный предел массы для полного сгорания углерода зависит от нескольких факторов, таких как металличность и детальная потеря массы на асимптотической ветви гигантов , но составляет приблизительно 8–9 M ☉ . [22] После завершения сгорания углерода ядро этих звезд достигает приблизительно 2,5 M ☉ и становится достаточно горячим для синтеза более тяжелых элементов. До того, как кислород начнет синтезироваться , неон начинает захватывать электроны , что запускает горение неона . Для диапазона звезд приблизительно 8–12 M ☉ этот процесс нестабилен и создает неконтролируемый синтез, приводящий к сверхновой с захватом электронов . [24] [23]
В более массивных звездах синтез неона происходит без неконтролируемой дефлаграции. За этим, в свою очередь, следует полное сгорание кислорода и кремния , в результате чего образуется ядро, состоящее в основном из элементов группы железа . Вокруг ядра находятся оболочки из более легких элементов, которые все еще находятся в процессе синтеза. Временные рамки полного слияния углеродного ядра с железным ядром настолько коротки, всего несколько сотен лет, что внешние слои звезды не способны реагировать, и внешний вид звезды в значительной степени не меняется. Железное ядро растет, пока не достигнет эффективной массы Чандрасекара , превышающей формальную массу Чандрасекара из-за различных поправок на релятивистские эффекты, энтропию, заряд и окружающую оболочку. Эффективная масса Чандрасекара для железного ядра варьируется от примерно 1,34 M ☉ в наименее массивных красных сверхгигантах до более 1,8 M ☉ в более массивных звездах. Как только эта масса достигнута, электроны начинают захватываться в ядра железного пика, и ядро становится неспособным поддерживать себя. Ядро разрушается, и звезда разрушается, либо в сверхновой, либо в результате прямого коллапса в черную дыру . [23]
Когда ядро массивной звезды коллапсирует, оно образует нейтронную звезду или, в случае ядер, превышающих предел Толмена-Оппенгеймера-Волкова , черную дыру . Благодаря процессу, который не полностью понят, часть гравитационной потенциальной энергии, высвобождаемой этим коллапсом ядра, преобразуется в сверхновую типа Ib, типа Ic или типа II . Известно, что коллапс ядра производит массивный всплеск нейтрино , как это наблюдалось со сверхновой SN 1987A . Чрезвычайно энергичные нейтрино фрагментируют некоторые ядра; часть их энергии расходуется на высвобождение нуклонов , включая нейтроны , а часть их энергии преобразуется в тепло и кинетическую энергию , тем самым усиливая ударную волну, начатую отскоком части падающего материала от коллапса ядра. Захват электронов в очень плотных частях падающего вещества может производить дополнительные нейтроны. Поскольку часть отскакивающего вещества бомбардируется нейтронами, некоторые из его ядер захватывают их, создавая спектр материалов тяжелее железа, включая радиоактивные элементы вплоть до урана (и, вероятно, за его пределами) . [25] Хотя невзрывающиеся красные гиганты могут производить значительные количества элементов тяжелее железа, используя нейтроны, высвобождаемые в побочных реакциях более ранних ядерных реакций , обилие элементов тяжелее железа (и, в частности, определенных изотопов элементов, имеющих несколько стабильных или долгоживущих изотопов), образующихся в таких реакциях, существенно отличается от того, что образуется в сверхновой. Ни одно из этих обилий по отдельности не соответствует тому, что обнаружено в Солнечной системе , поэтому для объяснения наблюдаемого обилия тяжелых элементов и их изотопов требуются как сверхновые, так и выброс элементов из красных гигантов .
Энергия, переданная от коллапса ядра отскакивающему материалу, не только генерирует тяжелые элементы, но и обеспечивает их ускорение далеко за пределами скорости убегания , тем самым вызывая сверхновую типа Ib, типа Ic или типа II. Текущее понимание этой передачи энергии все еще неудовлетворительно; хотя текущие компьютерные модели сверхновых типа Ib, типа Ic и типа II учитывают часть передачи энергии, они не способны учесть достаточную передачу энергии, чтобы произвести наблюдаемый выброс материала. [26] Однако осцилляции нейтрино могут играть важную роль в проблеме передачи энергии, поскольку они не только влияют на энергию, доступную в определенном сорте нейтрино, но и через другие общерелятивистские эффекты на нейтрино. [27] [28]
Некоторые данные, полученные в результате анализа массы и орбитальных параметров двойных нейтронных звезд (которые требуют двух таких сверхновых), указывают на то, что коллапс кислородно-неоново-магниевого ядра может привести к образованию сверхновой, которая заметно отличается (кроме размера) от сверхновой, образованной при коллапсе железного ядра. [29]
Самые массивные звезды, которые существуют сегодня, могут быть полностью уничтожены сверхновой с энергией, значительно превышающей ее гравитационную энергию связи . Это редкое событие, вызванное парной нестабильностью , не оставляет после себя остатков черной дыры. [30] В прошлой истории Вселенной некоторые звезды были даже больше, чем самая большая из существующих сегодня, и они немедленно коллапсировали бы в черную дыру в конце своей жизни из-за фотораспада .
После того, как звезда израсходовала весь свой запас топлива, ее остатки могут принять одну из трех форм в зависимости от массы за время ее жизни.
Для звезды массой 1 M ☉ результирующий белый карлик имеет массу около 0,6 M ☉ , сжатый примерно до объема Земли. Белые карлики стабильны, поскольку внутреннее притяжение гравитации уравновешивается давлением вырождения электронов звезды, следствием принципа исключения Паули . Давление вырождения электронов обеспечивает довольно мягкий предел для дальнейшего сжатия; поэтому для данного химического состава белые карлики большей массы имеют меньший объем. Не имея топлива для сгорания, звезда излучает свое оставшееся тепло в космос в течение миллиардов лет.
Белый карлик очень горячий, когда он впервые формируется, более 100 000 К на поверхности и еще горячее внутри. Он настолько горячий, что большая часть его энергии теряется в виде нейтрино в течение первых 10 миллионов лет его существования и потеряет большую часть своей энергии через миллиард лет. [31]
Химический состав белого карлика зависит от его массы. Звезда, масса которой составляет около 8-12 солнечных масс, зажжет углеродный синтез , образуя магний, неон и меньшие количества других элементов, в результате чего получится белый карлик, состоящий в основном из кислорода, неона и магния, при условии, что она сможет потерять достаточно массы, чтобы опуститься ниже предела Чандрасекара (см. ниже), и при условии, что зажигание углерода не будет настолько сильным, чтобы взорвать звезду в сверхновую. [32] Звезда с массой порядка Солнца не сможет зажечь углеродный синтез и создаст белого карлика, состоящего в основном из углерода и кислорода, и с массой, слишком малой для коллапса, если к нему позже не будет добавлено вещество (см. ниже). Звезда с массой менее половины массы Солнца не сможет зажечь гелиевый синтез (как отмечалось ранее) и создаст белого карлика, состоящего в основном из гелия.
В конце концов, все, что остается, это холодная темная масса, иногда называемая черным карликом . Однако Вселенная еще недостаточно стара для существования черных карликов.
Если масса белого карлика превышает предел Чандрасекара , который составляет 1,4 M ☉ для белого карлика, состоящего в основном из углерода, кислорода, неона и/или магния, то давление вырождения электронов нарушается из-за захвата электронов , и звезда коллапсирует. В зависимости от химического состава и температуры до коллапса в центре это приведет либо к коллапсу в нейтронную звезду , либо к неуправляемому возгоранию углерода и кислорода. Более тяжелые элементы способствуют продолжению коллапса ядра, поскольку для их возгорания требуется более высокая температура, поскольку захват электронов этими элементами и продуктами их синтеза проще; более высокие температуры ядра способствуют неуправляемой ядерной реакции, которая останавливает коллапс ядра и приводит к сверхновой типа Ia . [33] Эти сверхновые могут быть во много раз ярче сверхновой типа II, знаменующей смерть массивной звезды, даже несмотря на то, что последняя имеет большее общее выделение энергии. Эта неустойчивость к коллапсу означает, что не может существовать белый карлик, более массивный, чем приблизительно 1,4 M ☉ (за возможным небольшим исключением для очень быстро вращающихся белых карликов, чья центробежная сила, вызванная вращением, частично противодействует весу их материи). Перенос массы в двойной системе может привести к тому, что изначально стабильный белый карлик превзойдет предел Чандрасекара.
Если белый карлик образует тесную двойную систему с другой звездой, водород из более крупного компаньона может аккрецировать вокруг и на белый карлик, пока он не станет достаточно горячим, чтобы слиться в неконтролируемой реакции на его поверхности, хотя белый карлик остается ниже предела Чандрасекара. Такой взрыв называется новой .
Обычно атомы по объему в основном представляют собой электронные облака с очень компактными ядрами в центре (пропорционально, если бы атомы были размером с футбольный стадион, их ядра были бы размером с пылевых клещей). Когда ядро звезды коллапсирует, давление заставляет электроны и протоны сливаться посредством электронного захвата . Без электронов, которые удерживают ядра отдельно, нейтроны коллапсируют в плотный шар (в некотором смысле похожий на гигантское атомное ядро) с тонким слоем вырожденного вещества (в основном железа, если позже не добавляется вещество другого состава). Нейтроны сопротивляются дальнейшему сжатию по принципу исключения Паули , аналогично давлению вырождения электронов, но сильнее.
Эти звезды, известные как нейтронные звезды, чрезвычайно малы — радиусом порядка 10 км, не больше размера большого города — и феноменально плотны. Их период вращения резко сокращается по мере сжатия звезд (из-за сохранения углового момента ); наблюдаемые периоды вращения нейтронных звезд варьируются от примерно 1,5 миллисекунд (более 600 оборотов в секунду) до нескольких секунд. [34] Когда магнитные полюса этих быстро вращающихся звезд выровнены с Землей, мы обнаруживаем импульс излучения за каждый оборот. Такие нейтронные звезды называются пульсарами и были первыми обнаруженными нейтронными звездами. Хотя электромагнитное излучение, обнаруженное от пульсаров, чаще всего находится в форме радиоволн, пульсары также были обнаружены в видимом, рентгеновском и гамма-диапазонах длин волн. [35]
Если масса звездного остатка достаточно велика, давление вырождения нейтронов будет недостаточным для предотвращения коллапса ниже радиуса Шварцшильда . Таким образом, звездный остаток становится черной дырой. Масса, при которой это происходит, точно не известна, но в настоящее время оценивается в диапазоне от 2 до 3 M ☉ .
Черные дыры предсказываются общей теорией относительности . Согласно классической общей теории относительности, никакая материя или информация не может течь из внутренней части черной дыры к внешнему наблюдателю, хотя квантовые эффекты могут допускать отклонения от этого строгого правила. Существование черных дыр во Вселенной хорошо подтверждается как теоретически, так и астрономическими наблюдениями.
Поскольку механизм коллапса ядра сверхновой в настоящее время изучен лишь частично, до сих пор неизвестно, может ли звезда коллапсировать непосредственно в черную дыру, не создавая видимую сверхновую, или же некоторые сверхновые изначально образуют нестабильные нейтронные звезды, которые затем коллапсируют в черные дыры; точное соотношение между начальной массой звезды и конечным остатком также не полностью определенно. Разрешение этих неопределенностей требует анализа большего количества сверхновых и остатков сверхновых.
Звездная эволюционная модель — это математическая модель , которая может быть использована для вычисления эволюционных фаз звезды от ее образования до того момента, когда она станет остатком. Масса и химический состав звезды используются в качестве входных данных, а светимость и температура поверхности являются единственными ограничениями. Формулы модели основаны на физическом понимании звезды, обычно в предположении гидростатического равновесия. Затем проводятся обширные компьютерные вычисления для определения изменяющегося состояния звезды с течением времени, что дает таблицу данных, которая может быть использована для определения эволюционного пути звезды по диаграмме Герцшпрунга-Рассела , наряду с другими эволюционными свойствами. [36] Точные модели могут быть использованы для оценки текущего возраста звезды путем сравнения ее физических свойств со свойствами звезд вдоль соответствующего эволюционного пути. [37]
