Эволюция звезд: от красных гигантов до белых карликов

Астрофизик Дмитрий Вибе о жизни и смерти больших термоядерных печек

Сохранить в закладки
31269
126
27 октября 2018
Сохранить в закладки
 Фраунгоферовы линии на солнечном спектре // Wikipedia Commons
Фраунгоферовы линии на солнечном спектре // Wikipedia Commons

Самый прямой метод определения расстояний — это метод тригонометрических параллаксов, использующий орбитальное движение Земли вокруг Солнца. Из этого метода появилась мера в один парсек — это расстояние, на котором объект смещается в течение полугода на одну угловую секунду. Он работает в ближайших окрестностях Солнечной системы, но, к счастью, в наших галактических окрестностях много звезд, до которых можно измерить расстояние напрямую. Затем мы можем транслировать это знание на далекие объекты. Как? При помощи так называемых стандартных свечей — объектов, истинная светимость которых нам известна. Таковы, например, переменные звезды особого вида — цефеиды (к ним относится, в частности, Полярная звезда), светимость которых связана простым соотношением с периодами их пульсаций, или сверхновые типа Ia, предположительно в максимуме блеска обладающие одной и той же светимостью. Определив расстояния до некоторых «стандартных свечей» методом тригонометрических параллаксов, мы затем можем определить расстояние до других объектов того же типа просто по видимому блеску, по тому, насколько ярко они светят для земного наблюдателя. Помня, что поток фотонов падает как квадрат расстояния, мы можем оценить расстояние до этих звезд.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела // Wikipedia Commons
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела // Wikipedia Commons

Гравитационное сжатие газа приводит к двум результатам. Во-первых, газ разогревается. Во-вторых, при очень большом давлении он вырождается, то есть приходит в такое квантово-механическое состояние, становится настолько плотным, что в нем начинает сказываться принцип Паули: два электрона не могут занимать одну и ту же ячейку. Так получается электронный вырожденный газ. В ядрах массивных звезд возможно вырождение нейтронного газа, который появляется в результате вдавливания электронов в протоны и их превращения в нейтроны. Вырождение газа очень важно для понимания эволюции звезд.

Если масса звезды больше двух-трех масс Солнца, гелий не успевает выродиться, а просто загорается. В остальном все идет точно так же: гелиевое ядро, слоевой источник, который его прогревает. Когда температура в ядре достигает ста миллионов градусов, начинается тройной альфа-процесс, и гелий превращается в углерод и кислород. После того как гелий в ядре выгорает, снова появляется слоевой источник, только теперь в нем горит уже гелий. А над ним находится еще один слой, в котором горит водород. Звезда снова начинает раздуваться и попадает на асимптотическую ветвь гигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела. После этого наступает финиш: белый карлик и планетарная туманность. Такая судьба ожидает Сириус и Вегу — из хорошо видимых звезд.

При моделировании таких звезд уже нельзя ограничиваться только тепловым давлением. В них важную роль играет давление излучения. Поток излучения, идущий из недр, настолько мощный, что он значительную часть своего импульса передает веществу, через которое распространяется. Это давление способно сорвать со звезды часть ее вещества. В результате могут появиться такие необычные объекты, как звезды Вольфа — Райе. Изначально такие звезды были выделены в отдельный класс, потому что в их спектрах нет признаков водорода. Предполагается, что это звезды с сорванными водородными оболочками: глядя на них, мы видим обнаженную внутреннюю часть звезды, в которой водород уже переработан. Есть работы, в которых наблюдаемые массы звезд Вольфа — Райе оценивались в несколько масс Солнца. То есть потеря вещества может быть очень большой даже в одиночной системе.

Читайте также

Внеси свой вклад в дело просвещения!
visa
master-card
illustration