Mažos masės žvaigždės: Raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai

Zema masa zvaigznes: Sarkanie milži un balti pundurīši

Evolūcijas ceļš, pa kuru iet Saules tipa zvaigznes pēc kodola hidrogelu iztukšošanas, beidzoties kā kompakti baltie punduri

Kad Saules tipa zvaigzne vai cita mazas masas zvaigzne (aptuveni ≤8 M⊙) pabeidz savu galvenās secības dzīvi, tā neiznīkst kā supernova. Tā vietā tā seko maigākam, bet joprojām dramatiskam ceļam: izplešas par sarkano milzi, aizdedzina heliju savā kodolā un galu galā atmest ārējos slāņus, atstājot aiz sevis kompakto balto punduri. Šis process nosaka lielākās daļas Visumā esošo zvaigžņu likteni, tostarp arī mūsu Sauli. Zemāk apskatīsim katru mazas masas zvaigznes evolūcijas posmu pēc galvenās secības, atklājot, kā šīs pārmaiņas pārkārto zvaigznes iekšējo struktūru, starojumu un galīgo likteni.

1. Mazas masas zvaigžņu evolūcijas pārskats

1.1 Masu robežas un dzīves ilgumi

Zvaigznes, kuras tiek uzskatītas par “mazas masas”, parasti svārstās no aptuveni 0,5 līdz 8 Saules masām, lai gan precīzas robežas ir atkarīgas no helija aizdegšanās detaļām un galīgās kodola masas. Šajā masu diapazonā:

  • Kodolkolapsa supernova ir ļoti maz ticama; šīs zvaigznes nav pietiekami masīvas, lai veidotos dzelzs kodols, kas vēlāk sarautos.
  • Balto punduru atliekas ir galīgais rezultāts.
  • Ilgs galvenās secības dzīves laiks: Zvaigznes ar mazāku masu, apmēram 0,5 M⊙, var pavadīt galvenajā secībā desmitiem miljardu gadu, bet 1 M⊙ zvaigzne, kā Saule, – apmēram 10 miljardus gadu [1].

1.2 Evolūcija pēc galvenās secības īsumā

Pēc kodola hidrogelu iztukšošanas zvaigzne pāriet cauri vairākiem svarīgiem posmiem:

  1. Ūdeņraža degšana apvalkā: Helija kodols saraujas, bet ūdeņraža degšanas apvalks izstumj ārējos slāņus uz sarkano milzi.
  2. Helija aizdegšanās: Kad kodola temperatūra pietiekami paaugstinās (~108 K), sākas helija sintēze, dažkārt sprādzienveidīgi – tā saucamais “helija zibens”.
  3. Asimptotiskā milžu zara (AGB): Vēlāki degšanas posmi, tostarp helija un ūdeņraža degšana slāņos virs oglekļa-skābekļa kodola.
  4. Planetāro miglāju atmešana: Zvaigznes ārējie slāņi tiek maigi atmesti, veidojot skaistu miglāju, atstājot kodolu kā balto punduri [2].

2. Sarkano milžu fāze

2.1 Iziešana no galvenās secības

Kad Saules tipa zvaigzne iztukso savu kodola hidrogelu, sintese pāriet uz apkartējo apvalku. Tā kā inerciālajā helija kodolā sintēzes nenotiek, tas saraujas gravitācijas dēļ, paaugstinot temperatūru. Tikmēr zvaigznes ārējais slānis ievērojami izplešas, tādēļ zvaigzne kļūst par:

  • Lielāka un spožāka: rādiuss var palielināties desmitiem vai simtiem reižu.
  • Ar vēsu virsmu: paplašinātā slāņa temperatūra samazinās, piešķirot zvaigznei sarkanu nokrāsu.

Tādējādi zvaigzne kļūst par sarkano milzi H–R diagrammas sarkano milžu zarā (RGB) [3].

2.2 Ūdeņraža dedzināšana apvalkā

Šajā posmā:

  1. Helija kodola saraušanās: Helija pelnu kodols sarūk, un temperatūra paaugstinās līdz ~108 K.
  2. Apvalka dedzināšana: Ūdeņradis plānā slānī netālu no kodola dedzina intensīvi, bieži izraisot lielu starojumu.
  3. Ārējā slāņa paplašināšanās: Papildu enerģija, kas iegūta no slāņa dedzināšanas, izstumj ārējos slāņus, un zvaigzne paceļas sarkano milžu zarā.

Zvaigzne var pavadīt simtiem miljonu gadu sarkano milžu zarā, pakāpeniski veidojot degenerētu helija kodolu.

2.3 Helija zibens (zvaigznēm ~2 M⊙ vai mazākām)

Zvaigznēs, kuru masa ir ≤2 M⊙, helija kodols kļūst par elektronu degenerētu – tas nozīmē, ka elektronu kvantu spiediens pretojas turpmākai saspiestībai. Kad temperatūra sasniedz kritisko robežu (~108 K), helija sintēze kodolā sprādzienveidīgi aizdegas – tas ir helija zibens, kas atbrīvo enerģijas uzliesmojumu. Šis zibens noņem degenerāciju un pārkārto zvaigznes struktūru bez katastrofālas ārējā slāņa izmešanas. Lielākas masas zvaigznes aizdedzina heliju maigāk, bez zibens [4].

3. Horizontālais zars un helija dedzināšana

3.1 Kodola helija sintēze

Pēc helija zibens vai maigas aizdegšanās veidojas stabils helija dedzināšanas kodols, kurā notiek 4He → 12C, 16O sintēze, galvenokārt izmantojot trīskāršā alfa procesa. Zvaigzne pielāgojas jaunai stabilai stāvoklim horizontālajā zarā (zvaigžņu grupu H–R diagrammās) vai sarkanajā klasterī (red clump) nedaudz mazākas masas gadījumā [5].

3.2 Helija dedzināšanas ilgums

Helija kodols ir mazāks un darbojas augstākā temperatūrā nekā ūdeņraža dedzināšanas periods, taču helija sintēze ir mazāk efektīva. Tāpēc šis posms parasti ilgst apmēram 10–15% no zvaigznes galvenās secības dzīves laika. Laika gaitā veidojas inerciāls oglekļa-skābekļa (C–O) kodols, kas galu galā neļauj sākt smagāku elementu sintēzi zema masas zvaigznēs.

3.3 Helija dedzināšanas slāņa aizdegšanās

Kad centrālais helija krājums izsīkst, helija dedzināšanas slānis aizdegas aiz jau izveidotā oglekļa-skābekļa kodola, virzot zvaigzni uz asimptotiskās milžu zara (AGB) pusi, kas pazīstama ar spožiem, vēsiem virsmas slāņiem, spēcīgām pulsācijām un masas zudumu.

4. Asimptotiskā milžu zars un ārējā slāņa atmešana

4.1 AGB evolūcija

AGB posmā zvaigznes struktūra raksturojas ar:

  • C–O kodolu: Inerciāls, deģenerēts kodols.
  • Hēlija un ūdeņraža dedzināšanas slāņiem: Dedzināšanas slāņi, kas izraisa pulsējošu uzvedību.
  • Lielu ārējo slāni: Zvaigznes ārējie slāņi izplešas līdz milzīgiem rādiusiem, ar relatīvi zemu virsmas gravitāciju.

Termiskie impulsi hēlija slānī var izraisīt dinamiskus paplašināšanās procesus, kas noved pie būtiskas masas zuduma caur zvaigžņu vējiem. Šī izplūde bieži bagātina starpzvaigžņu vidi ar oglekli, slāpekli un s-procesa elementiem, kas veidojas slāņa zibšņos [6].

4.2 Planetārās miglāja veidošanās

Galu galā zvaigzne nespēj noturēt savus ārējos slāņus. Galīgais supervējš vai pulsāciju vadīta masas izmešana atklāj karstu kodolu. Izmests ārējais slānis spīd UV starojumā, kas izplatās no karstā zvaigznes kodola, radot planetāro miglāju – bieži sarežģītu jonizētu gāzu apvalku. Centrālā zvaigzne būtībā kļūst par proto–balto punduri, intensīvi spīdot UV starojumā desmitiem tūkstošu gadu, kamēr miglājs turpina izplesties.

5. Baltais pundura atlikums

5.1 Sastāvs un struktūra

Kad izmests ārējais slānis izšķīst, palikušais deģenerētais kodols parādās kā baltais punduris (BN). Parasti:

  • Ogļskābekļa baltais punduris: Galīgā zvaigznes kodola masa ir ≤1,1 M⊙.
  • Hēlija baltais punduris: Ja zvaigzne agri zaudēja savu ārējo slāni vai bija binārā mijiedarbībā.
  • Skābekļa–neona baltais punduris: Nedaudz masīvākās zvaigznēs, kas atrodas tuvu augšējai masas robežai, kas nepieciešama BN veidošanai.

Elektronu degenerācijas spiediens uztur BN no sabrukšanas, nosakot tipiskos rādiusus aptuveni tādā pašā lielumā kā Zeme, ar blīvumiem no 106 līdz 109 g cm−3.

5.2 Atšalšana un BN dzīves ilgums

Baltais punduris izstaro atlikušo siltuma enerģiju miljardiem gadu, pakāpeniski atdziestot un kļūstot vājākam:

  • Sākotnējā spožuma līmenis ir vidējs, galvenokārt starojot optiskajā vai UV diapazonā.
  • Desmitiem miljardu gadu laikā tas kļūst arvien vājāks līdz “melno punduri” stadijai (hipotētiski, jo Visums nav pietiekami vecs, lai BN pilnībā atdzistu).

Bez kodolsintēzes BN starojums samazinās, jo tiek izlaista uzkrātā siltuma enerģija. Novērojot BN secības zvaigžņu grupās, astronomi kalibrē grupu vecumu, jo vecākās grupās ir vēsāk atdzisuši BN [7,8].

5.3 Divkāršās mijiedarbības un nova / Ia tipa supernova

Tuvas divkāršās sistēmās baltais punduris var akrecēt materiālu no pavadones zvaigznes. Tas var izraisīt:

  • Klasiskā nova: termonukleāra reakcija BN virsmā.
  • Ia tipa supernova: Ja BN masa pietuvojas Čandrasekāra robežai (~1,4 M⊙), oglekļa detonācija var pilnībā iznīcināt BN, radot smagākus elementus un atbrīvojot milzīgu enerģiju.

Tādēļ BN fāzei var būt tālākas dramatiskas sekas daudzzvaigžņu sistēmās, taču izolēti tā vienkārši bezgalīgi atdziest.

6. Novērotie pierādījumi

6.1 Zvaigžņu grupu krāsu–amplitūdas diagrammas

Atklātie un globulāro zvaigžņu grupu dati rāda izteiktas “sarkanā milža zara,” “horizontālā zara,” un “balto punduru atdzišanas secības” iezīmes, kas atspoguļo mazmasas zvaigžņu evolūcijas ceļu. Mērot galvenās secības pagriešanas vecumu un BN starojuma sadalījumu, astronomi apstiprina šo posmu teorētiskos dzīves ilgumus.

6.2 Planetāro miglāju aptaujas

Attēlu aptaujas (piemēram, ar Habla teleskopu vai zemes teleskopiem) atklāj tūkstošiem planetāro miglāju, katrā no tām ir karsta centrālā zvaigzne, kas ātri pārvēršas baltajā pundurī. To morfoloģiskā daudzveidība – no gredzenveida līdz bipolāriem veidiem – rāda, kā vēja asimetrija, rotācija vai magnētiskie lauki var veidot izsviesto gāzu struktūras [9].

6.3 Balto punduru masas sadalījums

Lieli spektroskopiskie pētījumi rāda, ka lielākā daļa BN koncentrējas ap 0,6 M⊙, kas atbilst teorētiskajām prognozēm vidējas masas zvaigznēm. BN retums tuvu Čandrasekāra robežai arī atbilst zvaigžņu, kas tās veido, masas robežām. Detalizētas BN spektrālās līnijas (piemēram, no DA vai DB tipiem) sniedz informāciju par kodola sastāvu un atdzišanas vecumu.

7. Secinājumi un nākotnes pētījumi

Mazmasas zvaigznes, piemēram, Saule, seko labi saprotamai ceļam pēc ūdeņraža izsīkšanas:

  1. Sarkanā milža zars: kodols saraujas, ārējais slānis izplešas, zvaigzne kļūst sarkana un spoža.
  2. Helija dedzināšana (horizontālā zara / sarkanā kopas): kodols aizdegas heliju, un zvaigzne sasniedz jaunu līdzsvaru.
  3. Asimptotinė milžinų šaka: Divkāršs slāņveida dedzināšanas cikls ap degenerētu C–O kodolu, beidzoties ar spēcīgu masas zudumu un planetārā miglāja atmešanu.
  4. Baltasis nykštukas: Degenerēts kodols paliek kā kompakts zvaigznes atlikums, kas gadsimtu gaitā pastāvīgi atdziest un blāv.

Turpmākais darbs pilnveido AGB masas zuduma modeļus, helija zibens īpašības zvaigznēs ar zemu metāliskumu un sarežģīto planetāro miglāju struktūru. Novērojumi no daudzveidīgām viļņu aptaujām, asteroseismoloģijas un uzlabotiem paralakses datiem (piemēram, no Gaia) palīdz apstiprināt teorētiskos dzīves laikus un iekšējos procesus. Tikmēr tuvu bināro sistēmu pētījumi atklāj novas un Ia tipa supernovu cēloņus, uzsverot, ka ne visi BN klusi atdziest – daži saskaras ar eksplozijām.

Iesākumā raudonieji milžinai un baltieji nykštukai raksturo lielākās daļas zvaigžņu pēdējos posmus, liecinot, ka ūdeņraža izsīkums nav zvaigznes beigas, bet gan diezgan dramatisks pavērsiens uz helija dedzināšanu un, galu galā, maiga degenerēta kodola blāvumu. Tā kā mūsu Saule tuvojas šai ceļam dažu miljardu gadu laikā, tas atgādina, ka šie procesi veido ne tikai atsevišķas zvaigznes, bet arī visas planētu sistēmas un plašāku galaktiku ķīmisko evolūciju.

Šaltiniai ir tolesni skaitymai

  1. Eddington, A. S. (1926). Zvaigžņu iekšējā struktūra. Cambridge University Press.
  2. Iben, I. (1974). “Zvaigžņu evolūcija galvenajā secībā un ārpus tās.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). “Apzvaigžņu apvalki un sarkano milžu masas zudums.” Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). “Helija zibens sarkano milžu zvaigznēs.” Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). “Helija maisīšanās sarkanajos milžos evolūcijā.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). “Asimptotiskā milžu zara evolūcija.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). “Baltie punduri: pētījumi jaunajā tūkstošgadē.” Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). “Skats uz zvaigznes iekšpusi: baltie punduri astrofizikā.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). “Planetāro miglāju formas un to veidošanās.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.
Atgriezties emuārā