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 широкоугольной камеры 3 космического телескопа Хаббл .

Потеря массы звездами — это явление, наблюдаемое в звездах , при котором звезды теряют некоторую массу в течение своей жизни. Потеря массы может быть вызвана инициирующими событиями, которые вызывают внезапный выброс большой части массы звезды. Это также может произойти, когда звезда постепенно теряет материал в пользу двойного компаньона или из-за сильных звездных ветров . Массивные звезды особенно подвержены потере массы на поздних стадиях эволюции. Количество и скорость потери массы сильно различаются в зависимости от множества факторов.

Потеря массы звездами играет очень важную роль в эволюции звезд , составе межзвездной среды , нуклеосинтезе , а также в понимании популяций звезд в скоплениях и галактиках .

Причины

Каждая звезда в течение своей жизни претерпевает некоторую потерю массы. Это может быть вызвано ее собственным звездным ветром или взаимодействием с внешней средой. Кроме того, массивные звезды особенно уязвимы к значительной потере массы и могут подвергаться влиянию ряда факторов, включая:

Некоторые из этих причин обсуждаются ниже, а также последствия такого явления.

Художественное представление массивной звезды класса О , «высасывающей» массу своего компаньона в двойной системе, оправдывая свое прозвище «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 набирать 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, синтезированных в ядре Солнца, раскрывая внутреннюю работу Солнца, а также неся информацию о солнечном магнитном поле. [3] В 2021 году зонд Parker Solar Probe измерил « скорость звука » и магнитные свойства плазменной среды солнечного ветра. [4]

Колебания плотности звездного ветра массивной звезды в двойной системе перед ее превращением в сверхновую.

Двоичный массоперенос

Часто, когда звезда является членом пары близко вращающихся двойных звезд , приливное притяжение газов вблизи центра масс достаточно, чтобы перетянуть газ из одной звезды на ее партнера. Этот эффект особенно заметен, когда партнером является белый карлик , нейтронная звезда или черная дыра . Потеря массы в двойных системах имеет особенно интересные результаты. Если вторичная звезда в системе переполняет свою полость Роша , она теряет массу в пользу первичной, что значительно изменяет их эволюцию. Если первичная звезда является белым карликом, система быстро превращается в сверхновую типа Ia . [5] Другим альтернативным сценарием для той же системы является образование катаклизмической переменной или «новой». Если аккрецирующая звезда является нейтронной звездой или черной дырой , результирующая система является рентгеновской двойной .

Исследование, проведенное в 2012 году, показало, что более 70% всех массивных звезд обмениваются массой со своим компаньоном, что приводит к слиянию двух звезд в одной трети случаев. [6] Поскольку траектория эволюции этих звезд сильно изменяется из-за потери массы компаньоном, модели звездной эволюции сосредоточены на воспроизведении этих наблюдений. [7] [8]

Выброс массы

Определенные классы звезд, особенно звезды Вольфа-Райе , достаточно массивны, и по мере их эволюции их радиус увеличивается. Это приводит к тому, что их хватка на верхних слоях ослабевает, позволяя небольшим возмущениям выбрасывать большие объемы внешних слоев в космос. Такие события, как солнечные вспышки и выбросы корональной массы, являются всего лишь всплесками на шкале потери массы для звезд с малой массой (вроде нашего Солнца). Однако эти же события вызывают катастрофический выброс звездного материала в космос для массивных звезд, таких как звезды Вольфа-Райе. [9]

Такие звезды чрезвычайно щедры и проводят большую часть своей жизни, жертвуя массу окружающей межзвездной среде. Когда они лишаются своих водородных оболочек , они продолжают быть добрыми самаритянами, отдавая более тяжелые элементы, такие 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 с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба NIRCam и MIRI . История потери массы звезды закодирована в структуре туманности. Отсутствие сферической симметрии в структуре туманности указывает на случайные, асимметричные выбросы. Сгустки пыли и газа подчеркивают сильный ветер звезды .

Потеря массы красным гигантом

Звезды, которые вошли в фазу красного гиганта, печально известны быстрой потерей массы. Как и выше, гравитационное притяжение верхних слоев ослабевает, и они могут быть сброшены в космос в результате сильных событий, таких как начало вспышки гелия в ядре. Заключительная стадия жизни красного гиганта также приведет к колоссальной 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 выявляют периоды, когда звезда активно теряла массу, в то время как распределение этих сгустков в пространстве намекает на физическую причину потери. Однородные сферические оболочки в туманности указывают на симметричные звездные ветры, в то время как асимметрия и отсутствие однородной структуры указывают на выбросы массы и звездные вспышки как на причину. [11] [12]

Это явление приобретает новый масштаб при рассмотрении звезд AGB . Звезды, обнаруженные на асимптотической ветви гигантов диаграммы Герцшпрунга-Рассела, наиболее склонны к потере массы на поздних стадиях своей эволюции по сравнению с другими. Эта фаза наступает, когда теряется наибольшее количество массы для одной звезды, которая не взрывается в сверхновой.

Смотрите также

Внешние ссылки и дополнительная литература

Моделирование красного сверхгиганта, демонстрирующего нестабильность и потерю массы

Обзор потери звездной массы в массивных звездах

Влияние потери массы промежуточных звезд на межзвездную среду

Ссылки

  1. ^ Роберт Ли (21.11.2023). «Звездные вампиры могут питаться скрытыми звездами в своих системах». Space.com . Получено 01.05.2024 .
  2. ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (1995). Введение в современную астрофизику (пересмотренное 2-е изд.). Бенджамин Каммингс. стр. 409. ISBN 978-0-201-54730-6.
  3. ^ "NASA/Marshall Solar Physics". solarscience.msfc.nasa.gov . Получено 2024-05-01 .
  4. ^ "NASA впервые входит в солнечную атмосферу, совершая новые открытия - NASA". 2021-12-14 . Получено 2024-05-01 .
  5. ↑ Уилан, Джон; Ибен, Ико, младший (1 декабря 1973 г.). «Двойные и сверхновые типа I». The Astrophysical Journal . 186 : 1007–1014. Bibcode : 1973ApJ...186.1007W. doi : 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. ^ Paxton, Bill; Marchant, Pablo; Schwab, Josiah; Bauer, Evan B.; Bildsten, Lars; Cantiello, Matteo; Dessart, Luc; Farmer, R.; Hu, H.; Langer, N.; Townsend, RHD; Townsley, Dean M.; Timmes, FX (2015-09-01). "Модули для экспериментов в звездной астрофизике (MESA): двойные, пульсации и взрывы". Серия приложений к Astrophysical Journal . 220 (1): 15. arXiv : 1506.03146 . Bibcode : 2015ApJS..220...15P. doi : 10.1088/0067-0049/220/1/15. ISSN  0067-0049.
  8. ^ Херли, Джаррод Р.; Тоут, Кристофер А.; Полс, Онно Р. (2002-02-01). «Эволюция двойных звезд и влияние приливов на двойные популяции». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 329 (4): 897–928. arXiv : astro-ph/0201220 . Bibcode : 2002MNRAS.329..897H. doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05038.x . ISSN  0035-8711.
  9. ^ Кроутер, Пол А. (2007-09-01). "Физические свойства звезд Вольфа-Райе". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 45 (1): 177–219. arXiv : astro-ph/0610356 . Bibcode :2007ARA&A..45..177C. doi :10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. ISSN  0066-4146.
  10. ^ Дирборн, ДСП; Блейк, Дж. Б. (1984-02-01). «О составе звездных ветров самых массивных звезд — от 100 до 2200 солнечных масс». The Astrophysical Journal . 277 : 783–790. Bibcode : 1984ApJ...277..783D. doi : 10.1086/161748. ISSN  0004-637X.
  11. ^ Реймерс, Д. (1975-01-01). Околозвездные оболочки и потеря массы красных гигантских звезд. Bibcode :1975psae.book..229R.
  12. ^ Саннер, Ф. (1976-09-01). «Потеря массы красными гигантами и сверхгигантами». Серия приложений к Astrophysical Journal . 32 : 115–145. Bibcode : 1976ApJS...32..115S. doi : 10.1086/190394. hdl : 2060/19760003852 . ISSN  0067-0049.