Mažos masės žvaigždės: Raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai

Звезди с малка маса: Червени гиганти и бели джуджета

Еволюционният път, по който вървят звездите от тип Слънце след изчерпване на водорода в ядрото, завършващ като компактни бели джуджета

Когато звезда от тип Слънце или друга нискомасова звезда (около ≤8 M⊙) завърши живота си на главната последователност, тя не загива като супернова. Вместо това следва по-мек, но все още драматичен път: разширява се в червен гигант, запалва хелий в ядрото си и накрая отхвърля външните слоеве, оставяйки зад себе си компактен бял джудже. Този процес определя съдбата на повечето звезди във Вселената, включително и нашето Слънце. По-долу ще разгледаме всеки етап от еволюцията на нискомасова звезда след главната последователност, разкривайки как тези промени пренареждат вътрешната структура, излъчването и крайния изход на звездата.

1. Преглед на еволюцията на нискомасовите звезди

1.1 Масови граници и времена на живот

Звездите, считани за „нискомасови“, обикновено варират от около 0,5 до 8 слънчеви маси, въпреки че точните граници зависят от детайлите на запалването на хелия и крайната маса на ядрото. В този масов диапазон:

  • Супернова от колапс на ядро е много малко вероятна; тези звезди не са достатъчно масивни, за да образуват желязно ядро, което по-късно да се свие.
  • Остатъци от бели джуджета са крайният резултат.
  • Дълъг живот на главната последователност: Звезди с по-ниска маса, около 0,5 M⊙, могат да прекарат десетки милиарди години на главната последователност, а звезда с 1 M⊙, като Слънцето, – около 10 милиарда години [1].

1.2 Кратка еволюция след главната последователност

След изчерпване на водорода в ядрото звездата преминава през няколко важни етапа:

  1. Горене на водород в обвивката: Ядрото от хелий се свива, а обвивката с горене на водород изтласква външните слоеве към червения гигант.
  2. Запалване на хелий: Когато температурата в ядрото се повиши достатъчно (~108 K), започва синтезата на хелий, понякога експлозивно – т.нар. „хелиев проблясък“.
  3. Асимптотична гигантска клонка (AGB): По-късни етапи на горене, включително горене на хелий и водород в слоеве над въглеродно-кислородното ядро.
  4. Отхвърляне на планетарна мъглявина: Външните слоеве на звездата се отхвърлят нежно, образувайки красива мъглявина, като ядрото остава като бял джудже [2].

2. Фаза на червения гигант

2.1 Излизане от главната последователност

Когато звезда от тип Слънце изчерпи своя водород в ядрото, синтезата преминава към околния слой. Тъй като в инертното ядро от хелий не протича синтеза, то се свива поради гравитацията, като температурата се повишава. Междувременно външният слой на звездата значително се разширява, поради което звездата става:

  • По-голяма и по-ярко излъчваща: радиусът може да се увеличи десетки или стотици пъти.
  • С хладна повърхност: Температурата на разширения слой намалява, придавайки на звездата червен оттенък.

Така звездата става червен гигант в клонката на червените гиганти (RGB) на H–R диаграмата [3].

2.2 Водородно горене в обвивката

На този етап:

  1. Свиване на хелиевото ядро: Ядрото от хелиеви пепели намалява, а температурата се повишава до ~108 K.
  2. Горене в обвивката: Водородът в тънък слой близо до ядрото гори интензивно, често предизвиквайки силно излъчване.
  3. Разширяване на външния слой: Допълнителната енергия, получена от горенето в слоя, изтласква външните слоеве, а звездата се издига в клонката на червените гиганти.

Звездата може да прекара стотици милиони години в клонката на червените гиганти, постепенно формирайки дегенерирано хелиево ядро.

2.3 Хелиев изблик (за звезди ~2 M⊙ или по-малки)

При звезди с маса ≤2 M⊙ хелиевото ядро става електронно дегенерирано – това означава, че квантовото налягане на електроните се противопоставя на по-нататъшното свиване. Когато температурата достигне критичната стойност (~108 K), синтезата на хелий се запалва експлозивно в ядрото – това е хелиев изблик, освобождаващ енергийна вълна. Този изблик премахва дегенерацията и пренарежда структурата на звездата без катастрофално изхвърляне на външния слой. Звездите с по-голяма маса запалват хелия по-меко, без изблик [4].

3. Хоризонтална клонка и хелиево горене

3.1 Синтез на хелий в ядрото

След хелиевия изблик или мекото запалване се образува стабилно ядро за хелиево горене, в което протича синтез на 4He → 12C, 16O, главно чрез тройния алфа процес. Звездата се адаптира към новото стабилно състояние в хоризонталната клонка (в диаграмите на звездните групи H–R) или в червения куп (red clump) при малко по-малки маси [5].

3.2 Продължителност на хелиевото горене

Хелиевото ядро е по-малко и достига по-висока температура в сравнение с периода на водородно горене, но синтезата на хелий е по-малко ефективна. Поради това този етап обикновено продължава около 10–15% от живота на звездата на главната последователност. С течение на времето се образува инертно ядро от въглерод и кислород (C–O), което в крайна сметка предотвратява започването на синтез на по-тежки елементи при звезди с малка маса.

3.3 Запалване на слоя за хелиево горене

Когато централният хелиев запас се изчерпи, слоят на хелиевото горене се запалва извън вече формираното ядро от въглерод и кислород, избутвайки звездата към асимптотичната гигантска клонка (AGB), известна със своя бляскав, хладен повърхностен слой, силни пулсации и загуба на маса.

4. Асимптотична гигантска клонка и изхвърляне на външния слой

4.1 Еволюция на AGB

На етап AGB структурата на звездата се характеризира с:

  • С C–O ядро: Инерционно, деградирало ядро.
  • С хелиеви и водородни горивни слоеве: Горивни слоеве, които предизвикват пулсационно поведение.
  • С огромен външен слой: Външните слоеве на звездата се надуват до гигантски радиуси, с относително ниска повърхностна гравитация.

Термичните пулсации в слоя от хелий могат да предизвикат динамични процеси на разширение, водещи до значителна загуба на маса чрез звездни ветрове. Този изригване често обогатява междузвездната среда с въглерод, азот и s–процесни елементи, образувани чрез слоеви изблици [6].

4.2 Образуване на планетарна мъглявина

В крайна сметка звездата не може да задържи външните си слоеве. Крайният свръхвятър или пулсационно задвижваното изхвърляне на маса разкрива горещото ядро. Изхвърленият външен слой свети с UV лъчение, излъчвано от горещото звездно ядро, създавайки планетарна мъглявина – често сложна обвивка от йонизиран газ. Централната звезда по същество става прото–бяло джудже, интензивно светещо с UV лъчение десетки хиляди години, докато мъглявината продължава да се разширява.

5. Остатъкът от бялото джудже

5.1 Състав и структура

Когато изхвърленият външен слой се разтвори, останалото деградирало ядро се появява като бяло джудже (BN). Обикновено:

  • Бял джудже от въглерод–кислород: Крайна маса на звездното ядро е ≤1,1 M⊙.
  • Бял джудже от хелий: Ако звездата е загубила външния си слой рано или е била в двоична система.
  • Бял джудже от кислород–неон: В малко по-масивни звезди, близо до горната масова граница, необходима за образуването на BN.

Деградационното налягане на електроните поддържа BN от колапс, определяйки типични радиуси приблизително със същия размер като Земята, с плътности от 106 до 109 g cm−3.

5.2 Охлаждане и времена на живот на BN

Бялото джудже излъчва остатъчната топлинна енергия в продължение на милиарди години, постепенно охлаждайки се и избледнявайки:

  • Първоначалната яркост е средна, излъчва главно в оптичния или UV диапазон.
  • През десетки милиарди години той избледнява до „черно джудже“ (хипотетично, тъй като вселената не е достатъчно стара, за да се охлади напълно BN).

Освен ядрен синтез, излъчването на BN намалява, тъй като се освобождава съхранена топлина. Наблюдавайки последователностите на BN в звездни купове, астрономите калибрират възрастите на куповете, тъй като в по-старите купове има по-охладени BN [7,8].

5.3 Взаимодействия в двойни системи и нова / супернова тип Ia

В близки двойни системи бялото джудже може да акретира материя от спътниковата звезда. Това може да предизвика:

  • Класическа нова: Термоядрен изблик на повърхността на BN.
  • Супернова тип Ia: Ако масата на BN се доближи до границата на Чандрасекар (~1,4 M⊙), детонация на въглерода може напълно да унищожи BN, създавайки по-тежки елементи и освобождавайки огромна енергия.

Затова фазата BN може да има по-нататъшни драматични последици в многозвездни системи, но изолирано тя просто се охлажда безкрайно.

6. Наблюдавани доказателства

6.1 Диаграми на цвят–амплитуда на звездни купове

Данните за открити и глобуларни звездни купове показват отличителните “клонка на червените гиганти,” “хоризонтална клонка,” и “последователност на охлаждане на белите джуджета,” отразяващи еволюционния път на звезди с малка маса. Чрез измерване на завъртането на главната последователност и разпределението на излъчването на BN, астрономите потвърждават теоретичните времена на живот на тези етапи.

6.2 Наблюдения на планетарни мъглявини

Наблюденията на изображения (напр. с телескопа Хъбъл или наземни телескопи) разкриват хиляди планетарни мъглявини, всяка с гореща централна звезда, която бързо се превръща в бяло джудже. Морфологичното им разнообразие – от пръстеновидни до биполярни форми – показва как асиметрията на вятъра, въртенето или магнитните полета могат да оформят изхвърлените газови структури [9].

6.3 Разпределение на масите на белите джуджета

Големи спектроскопични изследвания показват, че повечето BN се съсредоточават около 0,6 M⊙, което съответства на теоретичните прогнози за звезди със средна маса. Редкостта на BN близо до границата на Чандрасекар също съответства на масовите граници на звездите, които ги формират. Подробните спектрални линии на BN (напр. от типове DA или DB) предоставят информация за състава на ядрото и възрастта на охлаждане.

7. Заключения и бъдещи изследвания

Звезди с малка маса, като Слънцето, следват добре разбрания път след изчерпване на водорода:

  1. Клонка на червените гиганти: Ядрото се свива, външният слой се разширява, звездата почервенява и става по-ярка.
  2. Хелиен изгаряне (хоризонтална клонка / червен клъстер): Ядрото запалва хелия, а звездата достига ново равновесие.
  3. Асимптотична гигантска клонка: Двойният цикъл на слоеста изгаряща активност около дегенерирано C–O ядро, завършващ със силна загуба на маса и изхвърляне на планетарна мъглявина.
  4. Бялото джудже: Дегенерираното ядро остава като компактен остатък от звездата, който избледнява, охлаждайки се непрекъснато през вековете.

Продължаващата работа усъвършенства моделите за загуба на маса при AGB, характеристиките на хелиените блясъци в звезди с ниска металност и сложната структура на планетарните мъглявини. Наблюденията от многофасетни вълнови проучвания, астеросеизмология и подобрени паралаксни данни (например от Gaia) помагат за потвърждаване на теоретичните времена на живот и вътрешни процеси. Междувременно изследванията на близки двойни системи разкриват причините за нови и свръхнови тип Ia, подчертавайки, че не всички BN се охлаждат тихо – някои преживяват експлозии.

По същество червените гиганти и белите джуджета описват последните глави на повечето звезди, свидетелствайки, че изчерпването на водорода не е краят на звездата, а по-скоро драматичен обрат към изгарянето на хелий и в крайна сметка към плавното избледняване на дегенерираното ядро. Тъй като нашето Слънце се приближава към този път в рамките на няколко милиарда години, това напомня, че тези процеси формират не само отделни звезди, но и цели планетарни системи и по-широката химическа еволюция на галактиките.

Šaltiniai ir tolesni skaitymai

  1. Eddington, A. S. (1926). Вътрешна структура на звездите. Cambridge University Press.
  2. Iben, I. (1974). „Еволюция на звездите в главната последователност и извън нея.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). „Обвивки около звездите и загуба на маса при червените гиганти.“ Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). „Хелиен блясък в звездите на червените гиганти.“ Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). „Хелиен миксинг в еволюцията на червените гиганти.“ The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). „Еволюция на асимптотичната гигантска клонка.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). „Белите джуджета: изследвания в новото хилядолетие.“ Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). „Поглед към вътрешността на звездата: астрофизика на белите джуджета.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). „Форми на планетарни мъглявини и тяхното формиране.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.
Върнете се в блога