Category Archives: Космос

Звездная эволюция для больших звезд

Красные карлики везде

Случайный взгляд на основную последовательность на диаграмме H-R (рис. 1 на странице эволюции Солнца) может привести к убеждению, что звезды равномерно распределены вдоль нее, но это не так. Звезды образуются, когда межзвездные газовые облака разрушаются и распадаются, и правда в том, что маленькие осколки встречаются гораздо чаще, чем большие. Даже если у вас есть большой фрагмент, рваная форма и неравномерное распределение пыли у большинства из них означают, что они так долго сжимаются как один объект, то они слишком фрагментируются в более мелкие облака. (Водород и гелий излучают тепло очень неэффективно. Это справедливо для большинства газов, поэтому воздух является таким хорошим изолятором и используется в стеклопакетах и ​​т. П. Пыль излучает тепло гораздо лучше, поэтому пыльные части межзвездных облаков могут охлаждаться и исчезают быстрее.) Солнце находится в середине диаграммы ЧСС и в этом смысле это «средняя» звезда. Но если провести перепись всех звезд в нашей галактике, то окажется, что большинство из них – красные карлики с менее чем половиной массы Солнца и менее чем 10% его светимости. Солнце может иметь «среднее» положение на диаграмме H-R, но оно ярче, чем около 90% звезд в Млечном Пути. Маленькие тусклые красные звезды очень распространены; все остальное не так. [1]

Однако вы никогда не узнаете этого, глядя на небо. Практически каждая звезда, которую вы можете увидеть невооруженным глазом, является либо очень молодой, горячей, яркой, массивной звездой, либо звездой средней массы на продвинутой стадии эволюции, будь то гигант или субгигант. Это потому, что они яркие, и их видно, а не потому, что их много. Маленькие тусклые красные звезды встречаются гораздо чаще, но невооруженным глазом не видно ни одной. Ближайший к Земле красный карлик не был обнаружен до 1917 года.

Звезды, которые менее массивны или всего в несколько раз массивнее Солнца, развиваются так же, как Солнце. В деталях есть различия, но они нас здесь не касаются. Нас интересуют звезды, которые совершенно точно не эволюционируют подобно Солнцу: те редкие объекты в дальнем верхнем конце главной последовательности, масса которых по крайней мере в девять раз превышает массу Солнца. Эти звезды составляют лишь около 0,3% всех звезд, но, как мы увидим, они важны за пределами своих чисел.

Большие звезды развиваются как Солнце в течение первой части своей жизни, с одним отличием. Ядерные реакции очень чувствительны к температуре, поэтому даже небольшое повышение давления и температуры приводит к значительному увеличению скорости ядерного горения. Сириус, самая яркая звезда на ночном небе Земли, в 23 раза ярче Солнца, но в два раза массивнее. Действительно массивные звезды, имеющие 20 солнечных масс и более, могут излучать в 160 000 раз больше солнечной светимости. Простая арифметика говорит вам, что если вы увеличите потребление топлива (производство энергии) звезды в сотни или тысячи раз по сравнению с Солнцем, но только увеличите ее массу на скромную величину, то у нее кончится топливо в сотни раз быстрее Солнца.

И это именно то, что происходит. Солнце останется на главной последовательности более десяти миллиардов лет. Гиганты в верхнем конце главной последовательности остаются на нем не более пятидесяти миллионов лет, а некоторые – менее пяти миллионов. (Напротив, тусклые красные угли в нижней части главной последовательности сжигают свое топливо настолько медленно, что ожидается, что некоторые из них останутся на главной последовательности в течение триллионов лет! Наши знания о том, как чрезвычайно маленькие звезды эволюционируют после того, как покидают главную Последовательность полностью основана на вычислениях, потому что Вселенная еще не достаточно стара, чтобы кто-либо из них фактически покинул основную последовательность.)

Однако, за исключением проблемы времени, крупные звезды эволюционируют подобно Солнцу до тех пор, пока Солнце не подвергнется гелиевой вспышке. Большие звезды горят так сильно, что могут достичь температуры синтеза гелия до того, как ядро ​​начнет вырождаться электроном. Таким образом, сжигание гелия в больших звездах происходит в нормальной материи, которая может расширяться и охлаждаться по мере сжигания гелия, поэтому они не испытывают убегающей «вспышки», как это будет с Солнцем. В отличие от Солнца, они плавно скользят вниз по яркости лишь на скромную величину, принимая двойную оболочку звезды «гелиевая главная последовательность» (углеродное ядро, гелиевая оболочка, водородная оболочка). Они не страдают от внезапного, 98% коллапса в их радиусе и яркости, как Солнце.

Затем все становится сложным.

На этой стадии своей эволюции меньшие звезды, такие как Солнце, просто расширяются, пока их внешняя атмосфера не расширяется, и все, что осталось позади, это белый карлик, состоящий в основном из углерода и кислорода. (По этой причине таких карликов часто называют звездами CO.) Солнце недостаточно массивно, чтобы зажечь синтез углерода. Но крупные звезды есть, и только через несколько миллионов лет после того, как они зажгут свой гелий, и, хотя они все еще находятся в фазе красного гиганта, они зажигают свой углерод и скользят в тройную оболочку.[2]

Углерод плавится в смеси кислорода, неона и магния, поэтому можно представить, что конечной точкой большой звезды может быть прекрасная планетарная туманность, такая же, как у Солнца, за исключением освещения белого карлика (кислород-неон-магний) ONM это, а не углерод-кислородный карлик. На самом деле известно, что белые карлики ОНМ существуют, но они встречаются довольно редко. Особенности ядерной физики таковы, что если звезда достаточно массивна, чтобы плавить углерод (около пяти солнечных масс), то она почти достаточно массивна, чтобы плавить любое ядерное топливо (около девяти солнечных масс). Таким образом, только случайная звезда, масса которой находится в относительно узком интервале от пяти до девяти масс Солнца, может оказаться белым карликом ОНМ. Большинство звезд, сливающихся с углеродом, просто грохочут вперед, плавя один элемент за другим.

Когда большая звезда (масса> 9 солнечных) проходит мимо термоядерного синтеза гелия, ее внутренняя часть подвергается быстрому зажиганию ряда различных видов ядерного топлива, каждое из которых горит в своей собственной оболочке. Менее чем за 10000 лет звезда переходит от расположения с двумя оболочками, как Солнцу, к изумительной структуре с несколькими оболочками, как лук. Детали не являются критическими для нашего обсуждения, но краткое изложение того, как выглядит интерьер большой звезды ближе к концу, забавно (см. Таблицу I).

Таблица I – Структура раковины большой звезды

Оболочка (или слой) Основной элемент Что он делает
Поверхность Водород Ничего
Первая оболочка Водород Горение до гелия
Вторая оболочка Гелий Догорающий до углерода
Третья оболочка Углерод Догорающий кислород, неон, магний
Четвертая оболочка Неон Догорающий кислород, магний
Пятая оболочка Кислород Догорающий до серы, кремния
Шестая оболочка Магний Догорающая до серы, кремния
Седьмая оболочка Кремний Горит железом
Ядро Железо Ничего

Каждая оболочка в звезде горит гораздо быстрее, чем та, что над ней, прежде всего потому, что она горит при более высокой температуре. Тем не менее, поскольку выход энергии из ядерного синтеза уменьшается с ростом массы ядер, оболочки дают все меньше и меньше энергии, пока, наконец, когда массивный красный супергигант не достигнет железа, они вообще не прекратят генерировать энергию. Проблема для сверхгиганта в этой точке не в неадекватной температуре и давлении в ядре, как это было с Солнцем и синтезом углерода. Проблема в том, что красный супергигант не может плавить железо, потому что железо не может быть сплавлено.

Ранее я отмечал, что есть два способа получения ядерной энергии: слияние легких элементов с более тяжелыми или деление тяжелых элементов на более легкие. Другими словами, в любом случае вы двигаетесь к центру периодической таблицы элементов. Здравый смысл говорит вам, что эти тенденции должны где-то встречаться, и они делают: в железе. В мире ядерной энергии железо лежит в самой нижней части самой низкой долины. Вы должны всегда добавлять энергию в железное ядро, чтобы вылезти из долины и превратить его в любой другой элемент. В принципе, любой элемент под железом (железо является элементом № 26) может быть слит с целью высвобождения энергии, а любой элемент над ним может быть расщеплен для высвобождения энергии. Но само железо не может высвобождать энергию: это ядерно-энергетический эквивалент шлаковой кучи. На рисунке справа показан график «ядерной долины», который показывает, сколько ядерной энергии потенциально доступно всем элементам. Движение вниз высвобождает энергию; движение вверх требует добавления энергии.

Таким образом, железное ядро ​​в центре красной сверхгигантской звезды является концом линии. Без источника ядерной энергии для поддержания равновесия все, что может сделать ядро, – это заключить контракт. Слияние кремния в седьмой оболочке дает очень мало энергии по сравнению с другими процессами синтеза, поэтому кремниевая оболочка должна гореть очень быстро, чтобы поддерживать слои над ней. Это, плюс жадный расход топлива красного сверхгиганта (на этой стадии он может легко быть в 150 000 – 500 000 раз ярче Солнца), заставляет железное ядро ​​расти с огромной скоростью. В течение всего лишь одного дня (!) После воспламенения от горения кремния железное ядро ​​начинает разрушаться в электронно-вырожденное состояние и эффективно превращается в чрезвычайно быстро растущую белую карликовую звезду в центре красной сверхгигантской звезды. В течение очень короткого времени ядерное горение над ним продолжается, но для такой огромной звезды, как эта, осталось совсем немного времени, прежде чем сгоревший железный «пепел» в ядре превратится в шар, в 1,4 раза более массивный, чем Солнце. , Как предсказал Чандрасекхар в 1931 году, вырожденное железо тогда будет настолько массивным, насколько может быть белый карлик.

Он достиг предела Чандрасекара.

В мгновение ока все железное ядро ​​разрушается от размера планеты Марс до сферы всего в 12 милях в поперечнике. Под фантастическим давлением коллапса железные ядра разбиваются так близко друг к другу, что буквально разрушаются от существования и вместо этого превращаются в суп из роящихся протонов и нейтронов. При таких плотностях правила квантовой механики заставляют электроны сливаться с протонами (которые превращают протоны в нейтроны), и в бушующий момент нейтроны – это почти все, что осталось. Ядро красного гиганта внезапно превращается в причудливое гигантское «ядро» с 1,4 солнечными массами нейтронов, очень небольшим количеством протонов и плотностью в миллиарды тонн на кубический дюйм.

Электромагнитные силы, которые когда-то удерживали вырожденное электронами вещество в белом карлике, исчезли, потому что электронов больше нет. Однако, когда нейтроны измельчаются до плотности атомных ядер, в игру вступает сильная ядерная сила. Сильная ядерная сила не любит, когда частицы сближаются, больше, чем электромагнитная, и сильная ядерная сила, ну, в общем, сильна. Когда он, наконец, действует сам по себе, коллапсирующее нейтронное вещество с грохотом захлопывается почти мгновенно, в радиусе, возможно, шести миль.

Между тем, за нейтронным веществом нормальное вещество из слоев чуть выше ядра погружается вниз с гравитационным ускорением, настолько феноменальным, что за несколько десятых секунды требуется, чтобы достичь центра, оно уже движется со скоростью 25 000 миль в секунду. Масса серы, кремния и кислорода, которая в четверть миллиона раз массивнее Земли и движется со скоростью 15% скорости света, врезается в ядро ​​нейтрона – и отскакивает от него, как резиновый шар, ударяя о твердую стальную массу – голова. Огромная ударная волна начинает распространяться наружу.

Распад ядра белого карлика в нейтронную массу высвободил за одну секунду гораздо больше гравитационной энергии, чем звезда выпустила в форме ядерной энергии за всю свою жизнь, и мы говорим об очень большой звезде. (Как я указывал при обсуждении гелиевой вспышки звезд солнечного типа, это ошеломляет, сколько энергии есть в гравитационном коллапсе, если коллапс достаточно массивный и достаточно глубокий.) Почти вся эта гравитационная энергия была преобразована в тепло в нейтронном ядре, но он не остается там. Почти так же быстро, как это было создано, энергия излучается субатомными частицами, известными как нейтрино. Детали того, что такое нейтрино и как они ведут себя, выходят за рамки этого эссе, поэтому достаточно сказать, что всякий раз, когда протон и электрон слились в нейтрон внутри звезды, синтез сгенерирует около десяти нейтрино. Это критически важно, потому что обычные свернутые звезды (то есть белые карлики) охлаждаются излучением света, тогда как свернутое нейтронное ядро ​​охлаждается в основном излучением нейтрино. И разница в том, что белому карлику требуются миллиарды лет, чтобы излучать его тепло, но нейтронному ядру требуется всего около 10 секунд.

Таким образом, гравитационный коллапс ядра высвобождает поток около 1058 нейтрино, каждый из которых несет примерно ту же кинетическую энергию, что и электрон, при ударе молнии 10 миллионов вольт. Почти невозможно понять, сколько энергии это представляет, поэтому я просто опишу, что происходит с красной супергигантской звездой дальше:

Около 99,7% нейтрино пробиваются сквозь внешние слои красного гиганта, как будто их там нет, и мчатся в космос со скоростью света. (Остановить нейтрино с помощью обычного вещества – это все равно, что остановить пулю винтовки с чашей Джелло. Именно поэтому нейтрино так легко излучаются от нейтронного ядра.) Оставшиеся 0,3% импульса нейтрино поглощаются очень плотным Вещество в ударной волне отступает от центра. Поглощение 0,3% может показаться не таким уж большим, но 0,3% невообразимого количества все еще невозможно представить. Ударная волна мгновенно превращается в такой горячий перегретый водоворот, что в результате детонации буквально сдувается все, что находится над ядром нейтрона. По крайней мере, пять солнечных масс газа, а возможно, и в четыре раза больше, отбрасываются от звезды со скоростью десятков тысяч километров в секунду. Энергия выбрасываемого газа настолько велика, что, если он врезается в находящееся поблизости межзвездное облако, это может привести к внезапному коллапсу всего облака, создавая множество новых звезд за один удар.

В течение нескольких месяцев свечение остатков бывшего красного сверхгиганта в сотни миллиардов раз ярче Солнца. В течение нескольких месяцев он почти такой же яркий, как и все остальные звезды в галактике вместе взятые. Даже через полгода оно может быть в сто миллионов раз ярче Солнца. Тем не менее, даже этот яркий свет представляет только процент или около того энергии в выбрасываемом газе, который сам содержал менее процента энергии, генерируемой импульсом нейтрино, который сигнализировал об окончательном коллапсе активной зоны. Если по какому-то ужасному механизму всю энергию в коллапсе ядра можно превратить в свет, то даже взрыв на расстоянии 500 световых лет от Земли обожжет нас под воздействием тепла и света ярче Солнца. Звезда, которая переживает такой взрыв, называется сверхновой. Эти взрывы редки: с 1604 года в Млечном Пути не было видимой сверхновой. (К счастью, поскольку сверхновые такие яркие, их легко наблюдать в других галактиках).

Рисунок 1 Крабовидная туманность

После взрыва нейтронное ядро ​​остается голым и одиноким в космосе. Поэтому астрономы называют это нейтронной звездой. Частичка вещества обычно срывается с ее поверхности взрывом сверхновой, поэтому масса нейтронных звезд обычно в 1,3 раза больше массы Солнца. Обычно они возникают с вращением не менее 10 раз в секунду и обладают магнитными полями в триллион раз сильнее, чем у Земли. Такое поле в сочетании с их динамо-подобной скоростью вращения означает, что новорожденная нейтронная звезда является чем-то вроде гигантского ускорителя частиц. Электроны, попавшие в вихревые магнитные поля, ускоряются почти до скорости света и излучаются. Колоссальное количество радиации исходит из новой нейтронной звезды, освещая уходящие газы из ее прежней жизни красного гиганта почти так же, как меньшие звезды освещают планетарную туманность. Световое шоу не длится слишком долго по галактическим меркам: единственным источником энергии, доступной нейтронной звезде, является ее вращение, и хотя маховик диаметром 12 миль и весом в 430 000 раз больше массы Земли является грозным маховиком , он все еще должен сбежать. Это займет около 25 000 лет.

Самая яркая нейтронная звезда, видимая с Земли, – это та, что находится в центре Крабовидной туманности, показанной на рисунке 1. Эта туманность расширяется настолько быстро, что небольшие различия между этой фотографией и фотографиями, сделанными всего 60 лет назад, можно увидеть без посторонней помощи. глаз. Крабовидная туманность – это следствие сверхновой, взорвавшейся в 1054 году нашей эры. (Если быть точным, свет от взрыва достиг Земли в 1054 году нашей эры. Сама звезда взорвалась примерно за 6000 лет до этого.) Эта сверхновая была настолько яркой, что ее можно было видеть днем, и каждый наблюдал и записывал ее. от навахо к китайцам.

Нейтронная звезда в центре Крабовидной туманности вращается примерно 30 раз в секунду. В конце 1960-х годов это был один из первых так называемых «пульсаров». Пульсары – это быстро вращающиеся нейтронные звезды, на поверхности которых есть магнитные горячие точки, излучающие лучи излучения, похожие на маяк на маяке. Когда луч проникает через Землю, нейтронная звезда, кажется, излучает внезапный импульс радиоволн, отсюда и название. Из-за огромной инерции вращения нейтронной звезды, пульсары мигают с точностью, превосходящей атомные часы. Когда пульсары были впервые обнаружены, астрономы были настолько неуверенны, могли ли какие-либо природные явления произвести такую ​​точную синхронизацию, что они лишь наполовину в шутку окрестили пульсары как LGM-1, LGM-2 и т. Д. LGM расшифровывался как Little Green Men, потому что они имели сомневается, что что-либо, кроме развитой цивилизации, могло бы создать такой маяк.

К великому разочарованию астрономов, не было видимой сверхновой вблизи Земли с момента появления космических телескопов. Сверхновая, известная как SN 1987a, находится на расстоянии около 180 000 световых лет и является самой близкой к настоящему времени. Новая сверхновая, столь близкая к той, которая создала Крабовидную туманность, так быстро отправила бы астрономов в ближайшую обсерваторию, чтобы поставить штамповки, и нет никаких сомнений в том, что несколько младших товарищей окажутся на полу со следами на спине…

[1] – Из 140 звезд главной последовательности, ближайших к Земле, только 6 ярче Солнца. 119 (85%) менее чем на 10% ярче Солнца, а невероятные 102 (73%) менее чем на 1% ярче Солнца.
[2] – Общеизвестно сложно определить, является ли белый карлик СО или ОНМ, потому что в большинстве случаев большинство из них показывают только водород или гелий в своих спектрах. Проблема в том, что огромная гравитация на поверхности белого карлика делает его таким же гладким, как биток. Любые мельчайшие капли несгоревшего топлива, оставшиеся от его красных гигантских дней, могут скользить по поверхности карлика, как масляное пятно на шариковом подшипнике, и полностью покрывать его «океаном» глубиной всего в несколько футов. Таким образом, все, что мы можем видеть с Земли, – это водород или гелий. К счастью, около 20% известных карликов имеют поверхностные слои, настолько тонкие, что подложку все равно можно увидеть.
[3] – Взятые у итальянца как «маленький нейтральный», нейтрино – это субатомные частицы, масса которых, вероятно, меньше одной двухмиллионной массы электрона, а это означает, что малейшего куска энергии достаточно для того, чтобы привести их к скорости света. Они производятся в огромных количествах в результате ядерных реакций: за то время, которое понадобилось вам, чтобы прочитать это предложение, около 1012 нейтрино прошло через ваше тело, благодаря Солнцу. Нейтрино электрически нейтральны. В сочетании с их скоростью и размерами это означает, что их проникающая способность является феноменальной. Меньше чем один на триллион, который воздействует на Землю, остановлен: остальные проходят полностью через всю планету, как будто ее там не было, и продолжают идти. Нейтрино обнаруживаются с помощью обширных детекторов и чувствительных инструментов и терпеливо ожидают случайного «удара».

Ссылка на источник: http://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/large.html