Эволюционные треки звезд
Эволюция звезды - изменение со временем ее физических характеристик (размеров, температуры, светимости), внутреннего строения и химического состава. Обычно эволюцию звезд иллюстрируют путем построения треков звезд на диаграмме ГР в координата lgL;lgT.
Эволюционное поведение звезды зависит от массы и в меньшей степени от начального химического состава звезды.
Ниже приведены базовые треки для звезд 1 солнечной массы, 5 солнечных масс и 15 солнечных масс, которые имеют характерные этапы эволюции.
Базовый эволюционный трек звезды
с одной солнечной массой
(1) - ZAMS (Zero Age Main Sequence) модель нулевого возраста на ГП
(1-4) - горение водорода в ядре (главная последовательность)
(5-7) - горение водорода в слоевом источнике (провал Герцшпрунга )
(8-9) - образование красного гиганта (ветвь красных гигантов)
(8) - расширение внешней конвективной оболочки (до слоев, где идут ядерные реакции, перемешивание, изменение поверхностного хим. состава ("first dredge-up").
(9) - гелиевая вспышка (загорается гелий в вырожденном ядре)
(9-10) - исчезновение конвективной оболочки
(10) - горизонтальная ветвь
(10 - 13) - спокойное горение гелия в ядре и водорода в слоевом источнике
(14) - исчерпание гелия в ядре
(14-15) - вторичное расширение внешней конвективной оболочки ("second dredge-up"), красный сверхгигант, ранняя асимптотическая ветвь сверхгигантов (early-AGB)
(15) - начало тепловой неустойчивости сверхгиганта (тепловые вспышки в слоевом гелиевом источнике), пульсации
далее постепенная потеря массы, и в конце концов сброс оболочки, возникновение планетарной туманности и образование вырожденного углеродно-кислородного белого карлика из обнажившегося ядра с массой 0.6Мsun.
Примерная эволюция звезды с 1 массой Солнца
стадия эволюции | примерное время до след. стадии, лет | центр.темп. (106К) | поверх. темп. (106К) | центр.плотн. (г/см3) | радиус R/Rsun | объект |
1-4 | 1010 | 15 | 6000 | 102 | 1 | главн.послед. |
5-7 | 108 | 50 | 4000 | 104 | 3 | ветвь субгигантов |
9 | 105 | 100 | 4000 | 105 | 100 | гелиевая вспышка |
10 | 5 107 | 200 | 5000 | 104 | 10 | горизонтальная ветвь |
14-15 | 104 | 250 | 4000 | 105 | 500 | асимптотическая ветвь гигантов |
-- | 105 | 300 | 100,000 | 107 | 0.01 | углеродное ядро |
-- | 104 | -- | 3000 | 10-20 | 1000 | планетарная туманность |
-- | 109 | 100 | 50,000 | 107 | 0.01 | белый карлик |
-- | вечно | близко к 0 | близко к 0 | 107 | 0.01 | черный карлик |
Базовый эволюционный трек звезды с пятью солнечными массами
(1) - ZAMS (Zero Age Main Sequence) модель нулевого возраста на ГП
(1-3) - горение водорода в ядре (главная последовательность)
(4) - исчерпание водорода в ядре
(4-5) - общее гравитационное сжатие звезды
(5-6) - возгорание водорода в слоевом источнике
(6-7) - горение водорода в толстом слое
(5-7) - провал Герцшпрунга
(8) -возникновение обширной конвективной оболочки ("first dredge-up").
(7-9) - фаза красного гиганта (ветвь красных гигантов)
(9) - загорание гелия (спокойное)
(9-10) - исчезновение конвективной оболочки
(10-11) - горизонтальная ветвь
(9-13) - горение гелия в ядре и водорода в слоевом источнике
(14) - исчерпание гелия
(15) - вторичное расширение внешней конвективной оболочки ("second dredge-up"), звезда переходит на асимптотическую ветвь сверхгигантов c тепловыми пульсациями в слоевом гелиевом источнике (TP-AGB). Красный сверхгигант, сжатие углеродного ядра, горение гелия в слоевом источнике и водорода в слоевом источнике
далее постепенный сброс оболочки, возникновение планетарной туманности и образование белого карлика из обнажившегося ядра c массой 0.85Мsun.
Базовые треки для звезд 1Мsun и 5Мsun - из статьи C.F.Frost & J.C.Lattanzio "AGB Stars: What Should Be Done?" Proceedings of the 32nd Liege International Astrophysical Colloquim, July 3-5, 1995, Universite de Liege, Institute d'Astrophysique, B-400 Liege-Belgium
Схематические эволюционные треки звезд
с 1,5, и 25 солнечными массами
Теоретические схематические треки на диаграмме ГР для звезд низких (1Мsun), средних (5Мsun) и высоких(25Мsun) масс (рисунок из статьи Iben I.Jr. "Single and binary star evolution" Ap.J.Suppl. 1991 76, 551).
Ядерное горение в ядре отмечено толстыми линиями на соответствующих треках. Эволюционные треки для 1Мsun и 5Мsun описаны выше. Эволюционный трек массивных звезд (голубых гигантов с М *10Мsun) обладает рядом особенностей:
трек монотонный без петель.
гелий загорается спокойно, еще до того как звезда достигнет ветви красных гигантов
также спокойно загорается углерод и дальнейшие элементы
коллапсирующее ядро и образование или нейтронной звезды или черной дыры
оболочка разлетается во время взрыва сверхновой II типа
Гелий загорается в ядре до того, как звезда достигнет ветви красных гигантов и звезда продолжает монотонно эволюционировать в сторону покраснения, в то время как гелий горит в конвективном ядре, а водород горит в слоевом источнике, обеспечивая большую часть светимости звезды. После исчерпания гелия в ядре температура там так высока, что происходит загорание углерода (спокойное, без углеродной детонации, так как газ невырожден). Загорание происходит до того, как звезда достигнет ветви сверхгигантов. В течении всего времени горения углерода в ядре происходит отток энергии из ядра за счет охлаждения нейтронами, а основным источником поверхностной светимости является горение водорода и гелия в слоевых источниках. Ядерное превращение элементов в ядре может продолжаться до элементов железного пика, после чего ядро коллапсирует, образуя или нейтронную звезду или черную дыру (в зависимости от массы ядра), а внешние слои разлетаются, что выглядит как взрыв сверхновой II типа.
Оценки времен жизни на разных этапах эволюции звезд
масса M/Msun | спектральный класс | время жизни на ГП (106 лет) | период от ГП до красных гигантов (106 лет) | время жизни звезды как красного гиганта (106лет) |
30 | O5 | 4.9 | 0.55 | 0.3 |
15 | B0 | 10 | 1.7 | 2 |
9 | B2 | 22 | 0.2 | 5 |
5 | B5 | 68 | 2 | 20 |
3 | A0 | 240 | 9 | 80 |
1.5 | F2 | 2,000 | 280 | |
1.0 | G2 | 10,000 | 680 | |
0.5 | M0 | 30,000 | | |
0.1 | M7 | 107 | | |