На цій сторінці показано неперевірені зміни
Еволю́ція зір — зміна фізичних характеристик, хімічного складу та внутрішньої будовизорі із часом.
Еволюція окремої зорі в основному визначається її масою та (деякою мірою) хімічним складом.Для наочного опису еволюції застосовуютьдіаграму Герцшпрунга — Рассела, на якій позначають розташування зорі на кожному етапі. Утворену криву називаютьеволюційним треком зорі.
У подвійних та кратних системах на еволюцію суттєво впливає обмін масою між компонентами: до початку обміну масою еволюція відбувається так само, як і для окремих зір, але коли якась із зір системи заповнює своюпорожнину Роша (здебільшого це відбувається на заключних стадіях еволюції), починається перетікання речовини на супутник, що призводить до незвичайних явищ, які в еволюції поодиноких зір не трапляються.
Більшість зір утворюються групами від десятків до сотень тисяч зір.[1]Масивні зорі в таких групах можуть сильно освітлювати ці хмари,іонізуючи водень і створюючизони H II. Такі ефекти зворотного зв'язку від утворення зір можуть зрештою розірвати хмару та запобігти подальшому утворенню зір.[2]
Еволюція зорі починається з гравітаційного колапсумолекулярної хмариміжзоряного газу. Типова молекулярна хмара має розмір приблизно 100 світлових років. У процесі гравітаційного колапсу хмара фрагментується на менші частки, кожна з яких стискається вже окремо. Тому зорі зазвичай народжуються групами. Під час колапсу потенційна енергія гравітаційної взаємодії молекул газу між собою перетворюється на тепло.Густина й тиск газу, що колапсує, найшвидше зростають у центрі хмари. Утворюється ядро, яке називаютьпротозорею.
Зорі T Тельця вважаються протозорями, які мають масу менше 2 M☉, тоді як ті, що важать більше, класифікуються якAe/Be-зорі Гербіга. Ці новоутворені зорі випромінюють струмені газу вздовж своєї осі обертання, що може зменшитимомент імпульсу колапсуючої зорі і сприяти формуванню невеликих туманностей, відомих якоб'єкти Гербіга-Аро[3]. Ці струмені, спільно з випромінюванням від сусідніх масивних зір, можуть допомагати відштовхувати навколишню хмару, з якої зоря виникла. Протозорі зазвичай розташовані поруч змолекулярними хмарами і можуть бути ідентифіковані за їх непостійною змінюваністю в оптичному діапазоні. Температура їхньої поверхні співпадає з температурою зір головної послідовності з аналогічною масою, проте їхсвітність трошки вища через більший радіус.[4] У спектрі зір типу T Тельця наявнийлітій, який відсутній у спектрахСонця та інших зірголовної послідовності, оскільки він спалюється у термоядерних реакціях за температури вище 2 500 000 K[5]
На початку свого розвитку зорі типу Т Тельця слідуютьтреком Хаяші на діаграмі Герцшрунга-Рассела — вони стискаються та зменшують світність, маючи приблизно сталу температуру. Менш масивні зорі T Тельця йдуть цим треком до головної послідовності, тоді як більш масивні зорі повертають дотреку Хеньї[6].
Зі спостережень виникає, що більшість зір є членами подвійних зоряних систем.[7] Це можна пояснити тим, що із газопилової хмари часто формується кілька протозір.
У міру стискання протозорі її температура зростає. Якщо її маса більша ніж ~0,075маси Сонця, настане момент коли температура і тиск у ядрі стануть достатньо високими, щоб могли відбуватися реакції термоядерного синтезу. Однак якщо маса протозорі менша, вона перетвориться накоричневого карлика. Це проміжний клас об'єктів між зорями та планетами. У них можуть відбуватися деякі термоядерні реакції за участюдейтерію талітію, але вони не компенсують витрат енергії на випромінювання, і такі небесні тіла повільно охолоджуються.
Якщо протозоря має масу меншу ніж 0,08 M☉, то температура в її надрах ніколи не досягне рівня, достатнього для початкутермоядерної реакції перетворенняводню нагелій, але можуть відбуватися термоядерні реакції за участілітію тадейтерію. Такий об'єкт називаютькоричневим карликом. Вони мають масу не менше 0,0125 M☉ (або 13 масЮпітера). У менш масивних об'єктах умови для початку термоядерних реакцій не виникають.
Для протозір із масою понад 0,08 M☉ температура в ядрі врешті-решт досягне 3×106 K, необхідних для початку реакційпротон-протонного циклу. Стискання зорі може тривати ще деякий час і припиняється, коли виділення енергії внаслідок термоядерних реакцій повністю врівноважує її витрати на випромінювання.[8] Протозоря стає повноцінною зорею й опиняється наголовній послідовності.
Енергія, що виділяється в термоядерних реакціях, підтримує випромінювання зорі та високий тиск у її надрах, який врівноважує тяжіння. У зір із масою до 1,2M☉ перетвореннягідрогену нагелій відбувається переважно шляхомпротон-протонного циклу, у масивніших зір — шляхомвуглецево-азотного циклу.Світність таефективна температура зорі на головній послідовності змінюється дуже мало. Це найтриваліша стадія еволюції — тривалість усіх подальших стадій становить лише 10 % від часу перебування на головній послідовності. Час перебування зорі на головній послідовності визначається її масою й може бути наближено поданий формулою[8]:
Перебування зорі на головній послідовності закінчується утворенням у її надрах гелієвого ядра. Подальша доля зорі залежить від її маси. З погляду еволюції зорі поділяють на такі групи[8]:
Межа міжзорями малої маси тазорями помірної маси визначається умовами, в яких розпочинаються термоядерні реакції за участі гелію: у зорях помірної масипотрійна гелієва реакція розвивається в невиродженому ядрі й відбувається спокійно; у зорях малої маси ця реакція розпочинається увиродженому ядрі й має характертеплового вибуху.
Межа міжзорями помірної маси тамасивними зорями визначається аналогічно за умовами початку реакцій у вуглецевому ядрі.
Час, який зоря перебуває на головній послідовності, залежить насамперед від кількості термоядерного палива, яке вона має, і швидкості, з якою вона його витрачає. Очікується, для Сонця цей час становитиме 10 мільярдів років. Масивні зорі дуже швидко витрачають своє паливо, тому вони можуть перебувати на головній послідовності навіть менше мільйона років. В зорях з малою масою реакції відбуваються дуже повільно. Зорі масою менш 0,25 M☉, які називаютьсячервоними карликами, можуть існувати приблизно трильйон років, а найменші зорі масою 0,08 M☉ — навіть 12 трильйонів років. Червоні карлики стають гарячішими та яскравішими, коли накопичують гелій. Коли врешті-решт у них закінчується водень, вони стискаються в білого карлика, який повільно охолоджується.[9] Оскільки тривалість життя таких зір перевищує поточний вік Всесвіту (13,8 мільярдів років), ще не існує зір із масою менше приблизно 0,85 M☉,[10] у яких завершився етап головної послідовності.
Металічність зорі може впливати на час, потрібний їй для згоряння палива, і контролює формування її магнітних полів,[11] що впливає на потужність її зоряного вітру.[12] Старі зорінаселення II мають значно меншу металічність, ніж молодші зорі населення I, через склад молекулярних хмар, з яких вони утворилися. З часом такі хмари дедалі більше збагачуються важчими елементами, оскільки зорі більшого віку вмирають і втрачають частину своєїатмосфери[13].
Коли зорі масою більше 0,4 M☉[14] вичерпують запаси водню у своєму ядрі, вони починають спалювати водень в оболонці, що оточує гелієве ядро. Зовнішні шари зірки розширюються й сильно охолоджуються — вона перетворюється начервоного гіганта. У деяких випадках вони спалюють важчіелементи в ядрі або в оболонках навколо ядра. Коли зірки розширюються, вони викидають частину своєї маси, збагачену цими важчими елементами, у міжзоряне середовище. Потім з цього матеріалу утворюються нові зірки.[15] Приблизно через 5 мільярдів років, коли Сонце увійде у фазу горіння гелію, воно розшириться до максимального радіуса приблизно 1 а. о. (150 млн км), що в 250 разів перевищує його теперішній розмір, і втратить 30 % своєї поточної маси.[16][17]
Після того, як зірка спалила гелій у ядрі, вона починає спалювати гелій в оболонці, що оточує гаряче вуглецеве ядро. Потім зірка йде еволюційним шляхом, що називаєтьсяасимптотичною гілкою гігантів (asymptotic giant branch, AGB), яка є паралельною гілці червоних гігантів (red giant branch, RGB), але має більшу світність. Під час фази AGB зірки зазнаютьтеплових імпульсів через нестабільність у ядрі. При цьому речовина викидається з атмосфери зірки, зрештою утворюючи планетарну туманність. У цьому процесі втрати маси може бути викинуто від 50 до 70 % маси зірки. Оскільки транспортування енергії в зірці AGB відбувається переважно шляхомконвекції, цей викинутий матеріал збагачується продуктами термоядерного синтезу, зачерпнутими з ядра. Тому планетарні туманності збагачені такими елементами як вуглець і кисень. Зрештою, планетарна туманність розсіюється у міжзоряне середовище.[18][19]
Коли майже весь водень в ядрі перетворюється на гелій, термоядерні реакції сповільнюються, зменшується температура та, відповідно, тиск у ядрі. Гідростатична рівновага порушується й під дією сил тяжіння відбувається стискання ядра. Це призводить до зростання його густини та температури. Термоядерне горіння водню продовжується в шарі на периферії ядра, а маса гелієвого ядра поступово зростає. У цей період структура зорі змінюється. Зовнішні шари розширюються, а температура поверхні зменшується,світність зорі зростає, вона перетворюється начервоного гіганта.
У зорях із масою меншою ніж 0,5 M☉ умови для інших термоядерних реакцій ніколи не виникають. Після припинення термоядерних реакційпротон-протонного циклу такі зорі поступово остигатимуть, хоча тривалий час іще будуть слабко випромінювати вінфрачервоному ймікрохвильовому діапазоні.
У зорях із масою від 0,5 до 2,25 M☉ коли маса гелієвого ядра сягає 0,4–0,5 M☉, а температура в ньому становить приблизно 100 мільйонів К, починаєтьсяпотрійна альфа-реакція, в якій гелій перетворюється навуглець. Оскільки реакція відбувається увиродженому ядрі, вона набуває вибухового характеру.
Внаслідок спалаху зоря втрачає оболонку,[20] що складається переважно зводню, і, таким чином, позбувається можливих джерел термоядерної енергії та врешті-решт перетворюється набілого карлика.
У зір помірної маси (2–8 M☉) після вичерпанняводню в ядрі також розпочинаєтьсяпотрійна гелієва реакція, але, на відміну від зір малої маси, вона перебігає спокійно. Гелій у ядрі перетворюється навуглець, водночас (завдяки реакціямвуглецево-азотного циклу) утворюється також деяка кількістькисню таазоту. Ці елементи накопичуються у ядрі зорі, яке поступово зростає. Ядерні реакції у центрі припиняються, а густина ядра зростає й електронний газ переходить увироджений стан. До ядра прилягає шар, у якому відбувається горіння гелію. Надіаграмі Герцшпрунга — Рассела зоря пересувається наАсимптотичне відгалуження гігантів
Врешті-решт температура в такому ядрі досягають величин, коли розпочинаютьсяреакції між ядрами вуглецю. Оскільки реакція розпочинається у виродженому ядрі, початок реакції матиме характертеплового вибуху.
Бурхливий початок реакції призводить до скидання оболонки, яка, крім водню й гелію, містить значну кількість інших елементів (зокрема, вуглецю, азоту та кисню).
Після скидання оболонки зоря залишається без джерел термоядерної енергії й перетворюється на вуглецевогобілого карлика.
Зорі з масою понад 8 M☉ після спалювання гелію залишаються досить масивними для початку в їх надрах подальших реакційнуклеосинтезу, спочатку — за участі вуглецю. Якщо зоря дуже масивна, далі можуть відбуватися реакції за участікремнію,магнію і так далі, дозаліза. Кожна нова реакція розпочинається в центрі зорі, а всі попередні продовжуються в зовнішній частині ядра, таким чином структура зорі стає багатошаровою (подібною до цибулини). Основна частина хімічних елементів дозаліза, з яких складаєтьсяВсесвіт, утворилися саме в результатінуклеосинтезу в надрах таких зір. Залізо не може бути паливом для подальших ядерних реакцій (як синтезу, так і розпаду). Ядро заліза має найбільшу енергію зв'язку на одиннуклон і всі ядерні реакції за участі заліза відбуваються з поглинанням енергії. Внаслідок цього масивна зоря накопичує залізне ядро. Щоправда, завдякиs- таp-процесам у невеликій кількості утворюються також ядра хімічних елементів, важчих від заліза.
Температура й тиск усередині ядра зорі продовжують збільшуватися й досягають рівня, колиенергія Фермівиродженого електронного газу сягає різниці мас міжнейтроном тапротоном зелектроном (близько 0,78 МеВ). Тоді розпаднейтрона стає забороненим і він, фактично, перетворюється на стабільну частинку. Вільні високоенергетичні електрони починають взаємодіяти з протонами з утворенням нейтронів (починаєтьсянейтронізація речовини в ядрі зорі). Тиск виродженого електронного газу далі вже зростати не може. Це створює умови длягравітаційного колапсу ядра, після чого оболонка зорі просто падає на ядро. Енергія, що вивільняється внаслідок падіння зовнішньої оболонки на нейтронізоване ядро настільки велика, що зоря буквально вибухає. Такі події називаютьспалахом наднової. Протягом короткого часу спалаху наднова випромінює стільки ж енергії, скільки всі зорігалактики разом узяті[21]. У масивних зорях термоядерний синтез триває, доки залізне ядро не досягне маси приблизно 1,4 M☉. Тоді воно більше не може підтримувати власну масу. Це ядро раптово руйнується — електрони та протони всередині нього зіштовхуються та утворюють нейтрони,нейтрино та гамма-промені.Ударна хвиля, утворена цим раптовим колапсом, змушує решту зорю вибухати надновою.[22] Залежно від маси, після наднової утворюється нейтронна зоря із туманністю або чорна діра.
Нейтронні зорі — ще щільніші об'єкти, ніжбілі карлики. Мінімально можлива маса нейтронної зорі становить 0,1M☉, і в такому разі радіус нейтронної зорі становитиме близько 200 км. Максимальна маса нейтронної зорі, яку також називаютьмежею Оппенгеймера-Волкова, становить 2-2,5 M☉. За такої маси її радіус буде меншим — близько 10 км.[23] Для маси, що перевищуємежу Чандрасекара, тиск виродженого електронного газу неспроможний у будь-якому радіусі білого карлика протистояти силі гравітаційного стискання. У цьому випадку ядро зазнає колапсу, під час якого більша частина його матеріїперетворюється на нейтрони:електрони «поглиблюються» впротони, утворюючи нейтрони і випромінюючи нейтрино. З приростом ядерної щільності матеріїбета-розпад нейтронів стає енергетично невигідним, і нейтрони стають стабільними частинками. Таким чином, ядро зорі не розвивається у білого карлика, але перетворюється на нейтронну зорю. Цей процес супроводжується значною енергетичною вивільненістю і спричиняє вибух наднової. Зорі з початковою масою понад 8–10 M☉ можуть еволюціонувати в нейтронні зорі абочорні діри[24][25].
У якийсь момент радіус ядра зорі стає рівнимрадіусу Шварцшильда, за якогодруга космічна швидкість дорівнюєшвидкості світла, і виникаєчорна діра зоряної маси[26][27].Однак, існує й інший сценарій утворення чорних дір, за якоговибух наднової не відбувається — натомість відбуваєтьсяколапс зорі та її перетворення на чорну діру, зорю, що колапсує в такий спосіб, називаютьневдалою надновою. Імовірно, від 10 до 30 % масивних зір закінчують життя саме так, однак, астрономами дотепер було виявлено лише дві такі події.[28][29]
Класифікації зір почали створюватися відразу після того, як стало можливим вимірювання їхніхспектрів. У першому наближенні спектр зорі можна описати яквипромінюванняабсолютно чорного тіла з накладеними на ньоголініями поглинання або випромінювання. Головний чинник, що впливає на вигляд спектра — цетемпература, то ж спектральна класифікація за своєю сутністю є температурною.
Одну з найвідоміших спектральних класифікацій розроблено вГарвардській обсерваторії в 1890–1924 роках під час складаннякаталогу Генрі Дрейпера (тому іноді її називають Дреперівською класифікацією)[30].
Гравітаційний колапс зір масою 10-30 сонячних мас зупиняється, коли дається взнаки тиск виродженихнейтронів. Після спалаху наднової й розльоту оболонки від зорі залишається дуже щільний об'єкт розміром близько 15 км у діаметрі, який називаютьнейтронною зорею. Нейтронна зоря швидко обертається і має потужне магнітне поле, наслідок чого випромінює електромагнітні імпульси з частотою обертання; такі об'єкти спостерігають якпульсари. Якщо ж маса ядра зорі перевищує 30 сонячних мас, тиск вироджених нейтронів не в змозі зупинити гравітаційний колапс, що може призвести до утворення гіпотетичного об'єкта, якому дали назвучорна діра.
{{cite conference}}:Порожнє посилання на джерело (довідка){{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) See alsoPalmer, Jason (22 лютого 2008).Hope dims that Earth will survive Sun's death.NewScientist.com news service. Процитовано 24 березня 2008.{{cite episode}}:Порожнє посилання на джерело (довідка){{cite web}}:Проігноровано|chapter= (довідка){{cite web}}:Зовнішнє посилання в|last=| Типи |  | |
|---|---|---|
| Розміри | ||
| Утворення | ||
| Властивості | Горизонт подій • Термодинаміка чорних дір • Гравітаційний радіус • Фотонна сфера • Ергосфера • Процес Пенроуза • Процес Бленфорда - Знаєка • Акреція Бонді • Спагетіфікація • Гравітаційна лінза • Співвідношення M–сигма • Квазіперіодичні осциляції • Випромінювання Гокінга • Зникнення інформації в чорній дірі | |
| Моделі | Мембранна парадигма • Гравітаційна сингулярність • Кільцеподібна сингулярність • Первинна чорна діра • Гравастар • Темна зоря • Зоря темної енергії • Чорна зоря • Магнітосферний об'єкт, що вічно колапсує • Фазболл • Гола сингулярність • Біла діра • Кротовина • Параметр Іммірдзі • Кугельбліц • Квазізоря | |
| Теорії | ||
| Точні рішення в ЗТВ | ||
| Пов'язані теми | ||
