Способ переноса энергии сверхгигантов

Когда в ядре звезды выгорает весь гелий, звезда переходит в стадию сверхгигантов на асимптотическую горизонтальную ветвь и становится красным или желтым сверхгигантом. Сверхгиганты отличаются от обычных гигантов, также гиганты отличаются от звезд главной последовательности. Они имеют сложное строение со многими зонами, в которых происходят ядерные реакции (см. ядерные реакции в сверхгигантах). Первоначально в вырожденном ядре происходит превращение гелия в углерод и кислород. Кроме того, имеется тонкая гелиевая оболочка, в которой идут ядерные реакции, а вокруг нее водородная — также с ядерными реакциями. Внешний водородный слоевой источник соседствует с глубокой конвективной зоной, которая перемешивает все пространство от слоевого источника до поверхности (см. строение сверхгигантов).

Характерной особенностью фазы сверхгигантов, по-видимому, является нестабильность горящей гелиевой оболочки, в которой происходят тепловые вспышки . Эти вспышки высвобождают энергию во много раз большую (от сотен до миллиона раз), чем энергия выделяющаяся в водородном слоевом источнике. Вспышки в гелиевом слоевом источнике приводят к тепловой пульсации звезд находящихся на стадии сверхгигантов. Периоды пульсаций таких звезд составляют от нескольких тысяч лет для звезд с массами 5М_sun до сотен тысяч лет для звезд с массами 0.6М_sun.

Тепловые вспышки в гелиевом слоевом источнике приводят к перемешиванию всей звезды и в частности к появлению углерода на поверхности, что приводит к формированию так называемых углеродных звезд, у которых отношение C/O >1, в отличие от характерного для космоса C/O

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с M_* 8М_sun. Звезды с M_* >8М_sun будут эволюционировать дальше. Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем быстрее она сжигает все свое топливо. При этом происходит синтез все новых элементов вплоть до элементов железного пика . На ядре железа процесс синтеза тяжелых элементов останавливается, т.к. реакции слияния ядер железа и более тяжелых элементов идет с поглощением энергии. Такие условия могут быть реализованы только в момент взрыва, что и происходит в дальнейшем при взрыве Сверхновой типа II.

Звезда перед взрывом сверхновой

После выгорания углерода в массивной звезде могут последовательно образовываться следующие элементы : кислород, кремний, железо. При этом выделяется все меньше и меньше энергии и как результат все укорачивается временная шкала выгорания элемента.

горение водорода 10 млн. лет горение гелия 1 млн. лет горение углерода 300 лет горение кислорода 200 дней горение кремния 2 дня

После этого для звезд с М_*=10±3М_sun наступает конец ядерных превращений, ядро коллапсирует и звезда взрывается как Сверхновая типа II (следует отметить, что оценка массы звезды, которая может взорваться как сверхновая дана без учета потери массы, которая по современным представлениям весьма значительна на стадии гигантов и сверхгигантов).

Источник

Способ переноса энергии сверхгигантов

Обычным для звезд считается перенос энергии путем переизлучения фотонов. Однако переносимый таким образом поток равен светимости звезды, а непрозрачность вещества растет с уменьшением температуры наружу. В результате для переноса даже постоянного потока требуется все больший и больший градиент температуры.

Рисунок внизу иллюстрирует ситуацию, когда градиент температуры невелик (слева) и когда градиент температуры становиться достаточно большим. Критической величиной здесь является так называемый адиабатический градиент температуры, то есть такой градиент, который соответствует изменению температуры в «воздушном шаре», изолированном от окружающей среды (это распределение нарисовано в центре).

В итоге, при малых градиентах, какой-то случайно выделенный (нагретый) элемент среды, сместившись на некоторое расстояние вверх, будет стремиться вернуться к исходному уровню. Среда оказывается устойчивой к малым возмущениям плотности, температуры или положения в элементах.

Однако если градиент темпеартуры велик (рисунок справа) смещенный элемент оказывается более горячим, чем окружающая среда — ведь большой градиент температуры означает быстрое падение ее наружу — элемент просто не успевает остыть до той же степени, как и окружающая среда. Поэтому его движение не только не замедляется, а наоборот, происходит с ускорением, удоляясь от начального положения все дальше и дальше. Среда оказывается неустойчивой к перемешиванию вещества.

В нижней части рисунка приведены формулы, которые выражают математически условия устойчивости среды (слева) по отношению к конвективному перемешиванию. Такие выражения называют критерием Шварцшильда для конвекции в звездах. (Последний критерий, выраженный через энтропию, охватывает также и критерий Леду, описывающий возникновение конвекции в среде спеременным химическим составом).

Если в той или иной части звезды выполнены критерии конвекции, то полагают, что в этой области существует перемешивание, что ведет к следующим следствиям для внутреннего строения звезды.

Вещество звезды быстро (за время от нескольких минут до нескольких часов или дней) перемешивается. Результатом является однородность звезды в этой области. Особенное значение этот факт имеет в области ядерных реакций, где их скорость может существенно меняться. Кроме того, конвекция принципиальным образом меняет характер химической эволюции звезд, принося, например, дополнительное ядерное горючее в области, где оно уже выгрело.
В большинстве случаев (за исключением внешних областей звезды, где плотность вещества очень мала), конвективное перемешивание оказывается весьма эффективным механизмом переноса тепла. Кроме того, необходимый для конвективного перемешивания градиент температуры, лишь ненамного превышает адиабатический. Грубо можно сказать, что адиабатический градиент температуры становиться верхним пределом для градиента температуры в звездах вообще. Этот факт принципиально важен для внутренней структуры звезды.

Для расчета того градиента, который обеспечит нужный конвективный поток, в сочетании с потоком лучистой энергии, используют полуколичественную Теорию длины пути перемешивания.

Источник

§ 122. Внутреннее строение Солнца и звезд главной последовательности

Строение Солнца

Мы не можем непосредственно заглянуть внутрь Солнца, поэтому представление о его внутреннем строении получаем только на основе теоретического анализа, используя наиболее общие законы физики и такие характеристики Солнца, как масса, радиус, светимость.

Солнце не расширяется и не сжимается, оно находится в гидростатическом равновесии, так как силе гравитации, стремящейся сжать Солнце, препятствует сила газового давления изнутри.

Расчеты показывают, что для поддержания гидростатического равновесия температура в центре Солнца должна быть примерно 15 • 10 6 К. На расстоянии 0,7R температура падает до порядка 10 6 К. Плотность вещества в центре Солнца около 1,5 • 10 5 кг/м 3 , что более чем в 100 раз выше его средней плотности.

Термоядерные реакции протекают в центральной области Солнца радиусом, примерно равным 0,3R. Эта область получила название ядра. Вне ядра температура недостаточна для протекания термоядерных реакций.

Энергия, выделившаяся в ядре Солнца, переносится наружу, к поверхности, двумя способами: лучистым и конвективным переносами. В первом случае энергия переносится излучением; во втором — при механических движениях нагретых масс вещества.

Лучистый перенос энергии происходит в ядре до расстояний (0,6—0,7) R от центра Солнца, далее к поверхности энергия переносится конвекцией. Проявление конвекции наблюдается в виде грануляции в фотосфере. Полное время, которое требуется энергии, выделившейся в ядре, чтобы достигнуть поверхности Солнца, составляет около 10 млн лет. Так что тот свет и тепло, которые согревают и освещают нашу Землю сегодня, были выработаны в термоядерных реакциях в центре Солнца 10 млн лет назад.

Конечно, астрономы ищут способы заглянуть внутрь Солнца и проверить теоретические представления о его строении. На этом пути им на помощь пришли физики, изучающие элементарные частицы. Дело в том, что при термоядерных реакциях синтеза гелия из водорода наряду с выделением энергии происходит рождение элементарных частиц — нейтрино. В отличие от излучения нейтрино практически не задерживается веществом. Возникая в недрах Солнца и распространяясь со скоростью, близкой к скорости света, они через 2 с покидают поверхность Солнца и через 8 мин достигают Земли. Для наблюдений солнечных нейтрино был построен специальный нейтринный телескоп, который в течение многолетних наблюдений и зарегистрировал ожидаемый поток нейтрино от Солнца. Эти наблюдения окончательно подтвердили правильность наших теоретических моделей строения Солнца как звезды. Поэтому мы в полной мере можем использовать полученные результаты для разработки моделей других звезд. Другие звезды главной последовательности по строению во многом похожи на Солнце.

Красные гиганты и сверхгиганты

Отличительной особенностью этих звезд является отсутствие ядерных реакций в самом центре, несмотря на высокие температуры. Ядерные реакции протекают в тонких слоях вокруг плотного центрального ядра. Так как температура звезды уменьшается к поверхности, то в каждом слое идет определенный тип термоядерных реакций. В самых внешних слоях ядра, где температура составляет около 15 • 10 6 К, из водорода образуется гелий; глубже, где температура выше, из гелия образуется углерод; далее из углерода — кислород, и в самых глубоких слоях у очень массивных звезд при термоядерных реакциях образуется железо. Более тяжелые химические элементы образовываться с выделением энергии не могут. Наоборот их образование требует затраты энергии. Итак, в красных гигантах и сверхгигантах формируются слоевые источники энергии и образуется большинство химических элементов вплоть до атомов железа.

Белые карлики

Эти звезды были названы белыми карликами, так как сначала среди них были обнаружены звезды белого цвета, а значительно позже — желтого и других цветов. Размеры их небольшие, всего лишь тысячи и десятки тысяч километров, т. е. сравнимые с размерами Земли. Но их массы близки к массе Солнца, и поэтому их средняя плотность сотни килограммов в кубическом сантиметре. Примером такой звезды служит спутник Сириуса, обозначаемый обычно как Сириус В. У этой звезды спектрального класса А с температурой 9000 К диаметр лишь в 2,5 раза превышает диаметр Земли, а масса равна солнечной, так что средняя плотность превышает 100 кг/см 3 .

Источник

Красные гиганты и сверхгиганты

Красные гиганты и сверхгиганты — звёзды поздних [1] спектральных классов с высокой светимостью и протяжёнными оболочками.

Содержание

Наблюдаемые характеристики красных гигантов

К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M классов светимости III и I соответственно, то есть с абсолютными звёздными величинами у красных гигантов и M_V m у красных сверхгигантов. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика () и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако, светимость таких звёзд может достигать 10 5 − 10 6 L_Sol , так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие радиусы. Характерные радиусы красных гигантов и сверхгигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

Происхождение и строение красных гигантов

«Молодые» и «старые» красные гиганты

Звёзды в процессе своей эволюции могут достигать поздних спектральных классов и высоких светимостей на двух этапах своего развития: на стадии звёздообразования и поздних стадиях эволюции. Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы — этот этап длится от

10 3 лет для массивных звёзд с массами и до

10 8 лет для маломассивных звёзд с . В это время звезда излучает за счёт гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии. По мере сжатия температура поверхности таких звёзд растёт, но, вследствие уменьшения размеров и площади излучающей поверхности, падает светимость. В конечном итоге, в их ядрах начинается реакция термоядерного синтеза гелия из водорода, и молодая звезда выходит на главную последовательность.

На поздних стадиях эволюции звёзд, после выгорания водорода в их недрах, звёзды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела: этот этап длится

10% от времени «активной» жизни звёзд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звёздных недрах идут реакции нуклеосинтеза. Звёзды главной последовательности с массами превращаются сначала в красные гиганты, а затем — в красные сверхгиганты; звёзды с — непосредственно в красные сверхгиганты. Перед тем, как перейти в стадию красного гиганта, звезда проходит промежуточную стадию — стадию субгиганта. Субгигант — это звезда, в ядре которой уже прекратились термоядерные реакции с участием водорода, но горение гелия ещё не началось, так как ядро недостаточно разогрето.

В современной астрофизике термин красные гиганты относится, как правило, к таким проэволюционировавшим звёздам, сошедшим с главной последовательности; молодые звёзды, не вышедшие на главную последовательность, обобщённо называют протозвёздами или по конкретному типу, например, звёзды типа T Тельца.

Строение красных гигантов, неустойчивости в их оболочках и потеря ими массы

И «молодые», и «старые» красные гиганты имеют схожие наблюдаемые характеристики, объясняющиеся сходством их внутреннего строения — все они имеют горячее плотное ядро и очень разрежённую и протяжённую оболочку (англ. envelope ). Наличие протяжённой и относительно холодной оболочки приводит к интенсивному звёздному ветру: потери массы при таком истечении вещества достигают в год. Интенсивному звёздному ветру способствует несколько факторов:

Высокая светимость красных гигантов в сочетании с огромной протяжённостью их атмосфер (радиусы в 10 2 − 10 3 R_Sol ) приводит к тому, что на границах их фотосфердавление излучения на газовую и пылевую компоненты их оболочек становится соизмеримым с силами тяготения, что вызывает вынос вещества.
Ионизация областей оболочек, лежащих ниже фотосферы, делает их существенно непрозрачными для электромагнитного излучения, что приводит к конвекционному механизму переноса энергии. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае же красных гигантов мощность конвективных потоков должна значительно превосходить солнечную.
В протяжённых звёздных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательным процессам, сопровождающимся изменением теплового режима звезды. На Рис. 2 чётко заметны волны плотности выброшенной звездой материи, которые могут быть следствиями таких колебаний. Периодические колебания оболочек во многих случаях приобретают заметный с огромных расстояний масштаб: многие «старые» красные гиганты являются пульсационными переменными (см. ниже), переменными являются также и некоторые «молодые красные гиганты» типа T Тельца.

Конвективные механизмы могут приводить к выносу в атмосферу звезды продуктов нуклеосинтеза из внутренних ядерных источников, что является причиной наблюдаемых аномалий химического состава красных гигантов, в частности, повышенного содержания углерода.

Ядерные источники энергии и их связь со строением красных гигантов

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия (см. цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности в её ядре. Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах порядка 10 8 K кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия Be 8 :

He 4 + He 4 = Be 8

Большая часть Be 8 снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении Be 8 с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C 12 :

Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 МэВ.

Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию Be 8 (например, при температуре

10 8 K отношение концентраций Be 8 /He 4

10 −10 ), скорость тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока: так, для диапазона температур

1—2·10 8 K энерговыделение :

где — парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае «выгорания» водорода близка к единице).

Начало тройной гелиевой реакции в вырожденных ядрах маломассивных (масса до

2,25 солнечных) красных гигантов имеет взрывоподобный характер, что приводит к резкому, но очень кратковременному (

10 4 —10 5 лет) росту их светимости — гелиевой вспышке.

Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем цикл Бете: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются все более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.

Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции (см. Рис. 3) и реакций синтеза более тяжёлых ядер, с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро (Рис. 1).

Завершающие стадии эволюции красных гигантов

Пути эволюции красных гигантов в зависимости от их массы

Масса	Ядерные реакции	Процессы в ходе эволюции	Остаток
0,08—2,5	Водородный слоевой источник	Образуется вырожденное гелиевое ядро, оболочка рассеивается	He-белый карлик с массой до 0,5 солнечных
2,5—8	Двойной слоевой источник	Образуется вырожденное СО-ядро с массой до 1,2 солнечных, на стадии асимптотической ветви гигантов происходит сброс оболочки с образованием планетарной туманности, наблюдающейся

10 4 лет

В некоторых случаях углеродная детонация ядра, наблюдающаяся как вспышка сверхновой типа I

СО-белый карлик массой 0,6—0,7 солнечных, Планетарная туманность
Звезда полностью рассеивается при вспышке

8—12 Двойной слоевой источник, затем «загорание» углерода в недрах «Горение» углерода останавливается из-за вырождения O-Ne-Mg ядра, оболочка рассеивается O-Ne-Mg-белый карлик с массой, близкой к пределу Чандрасекара 12—30 Вырождение в ядре не наступает и нуклеосинтез идёт вплоть до образования элементов железного пика (Fe, Co, Ni) Ядро с массой 1,5—2 солнечных коллапсирует в нейтронную звезду, коллапс наблюдается как вспышка сверхновой типа II (при наличии протяжённой водородной оболочки) или Ib/с (коллапс ядра звезды Вольфа — Райе), сброшенная оболочка в течение

10 4 лет наблюдается как остаток сверхновой Нейтронная звезда > 30 Процессы неясны Процессы неясны Чёрная дыра с массой до 10 солнечных?

Красные гиганты — переменные звёзды

Радиально пульсирующие долгопериодические переменные типа Ми́ры — омикрона Кита (Long Period Variables M, Omicron Ceti-type) — гиганты спектрального класса М с периодом от 80 до более 1000 дней и вариациями блеска от 2.5 m до 11 m , в спектрах присутствуют эмиссионные линии.
SR — полуправильные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса М (типа Z UMa) с периодом от 20 дней до нескольких лет и вариациями блеска

3 m ,

SRc — полуправильные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса М (типа μ Cep).

Lb — неправильные медленные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса K, M, C, S (типа CO Cyg)

Lc — неправильные медленные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса M (типа TZ Cas) с вариациями блеска

Источник