Mažos masės žvaigždės: Raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai

Звезды малой массы: Красные гиганты и белые карлики

Эволюционный путь, по которому идут звезды типа Солнца после исчерпания водорода в ядре, заканчивающийся компактными белыми карликами

Когда звезда типа Солнца или другая низкомассивная звезда (примерно ≤8 M⊙) заканчивает жизнь на главной последовательности, она не взрывается как сверхновая. Вместо этого она следует более мягкому, но всё ещё драматичному пути: расширяется в красного гиганта, зажигает гелий в ядре и в конечном итоге отбрасывает внешние слои, оставляя после себя компактный белый карлик. Этот процесс определяет судьбу большинства звезд во Вселенной, включая наше Солнце. Ниже мы рассмотрим каждый этап эволюции низкомассивной звезды после главной последовательности, раскрывая, как эти изменения перестраивают внутреннюю структуру звезды, её излучение и конечную судьбу.

1. Обзор эволюции низкомассивных звезд

1.1 Массовые границы и времена жизни

Звезды, считающиеся «низкомассивными», обычно имеют массу от примерно 0,5 до 8 солнечных масс, хотя точные границы зависят от деталей горения гелия и конечной массы ядра. В этом диапазоне массы:

  • Сверхновая коллапса ядра крайне маловероятна; эти звезды недостаточно массивны, чтобы образовать железное ядро, которое затем сжалось бы.
  • Остатки белых карликов являются конечным результатом.
  • Длительная жизнь на главной последовательности: Звезды меньшей массы, около 0,5 M⊙, могут проводить десятки миллиардов лет на главной последовательности, а звезда с массой 1 M⊙, как Солнце, – около 10 миллиардов лет [1].

1.2 Краткая эволюция после главной последовательности

После исчерпания водорода в ядре звезда проходит через несколько важных этапов:

  1. Горение водорода в оболочке: Гелиевое ядро сжимается, а оболочка горения водорода выталкивает внешние слои в красного гиганта.
  2. Горение гелия: Когда температура ядра достаточно повышается (~108 K), начинается синтез гелия, иногда взрывной – так называемый «гелио-вспышка».
  3. Асимптотическая ветвь гигантов (AGB): Последующие этапы горения, включая горение гелия и водорода в слоях над углеродно-кислородным ядром.
  4. Отброс планетарной туманности: Внешние слои звезды мягко отбрасываются, образуя красивую туманность, оставляя ядро в виде белого карлика [2].

2. Фаза красного гиганта

2.1 Выход из главной последовательности

Когда звезда типа Солнца исчерпывает свой водород в ядре, синтез переходит в окружающую оболочку. Поскольку в инертном гелиевом ядре синтез не происходит, оно сжимается под действием гравитации, повышая температуру. Тем временем внешний слой звезды значительно расширяется, из-за чего звезда становится:

  • Больше и ярче светит: радиусы могут увеличиться в десятки или сотни раз.
  • С холодной поверхностью: температура расширенного слоя понижается, придавая звезде красный оттенок.

Так звезда становится красным гигантом на ветви красных гигантов (RGB) диаграммы H–R [3].

2.2 Горение водорода в оболочке

На этом этапе:

  1. Сжатие гелиевого ядра: ядро из гелиевого пепла уменьшается, а температура поднимается до ~108 K.
  2. Горение оболочки: водород в тонком слое рядом с ядром интенсивно горит, часто вызывая сильное излучение.
  3. Расширение внешнего слоя: дополнительная энергия, получаемая от горения слоя, выталкивает внешние слои, и звезда поднимается на ветви красных гигантов.

Звезда может провести сотни миллионов лет на ветви красных гигантов, постепенно формируя вырожденное гелиевое ядро.

2.3 Гелиевая вспышка (для звезд ~2 M⊙ или меньшим)

В звездах с массой ≤2 M⊙ гелиевое ядро становится электронно вырожденным — это означает, что квантовое давление электронов противостоит дальнейшему сжатию. Когда температура достигает критического порога (~108 K), синтез гелия взрывообразно загорается в ядре — это гелиeвая вспышка, высвобождающая всплеск энергии. Эта вспышка устраняет вырождение и перестраивает структуру звезды без катастрофического отбрасывания внешних слоев. Звезды большей массы зажигают гелий мягче, без вспышки [4].

3. Горизонтальная ветвь и горение гелия

3.1 Синтез гелия в ядре

После гелиевой вспышки или мягкого воспламенения формируется стабильное ядро горения гелия, в котором происходит синтез 4He → 12C, 16O, преимущественно через тройной альфа-процесс. Звезда приспосабливается к новому стабильному состоянию на горизонтальной ветви (на диаграммах звездных скоплений H–R) или в красном скоплении (red clump) в случае немного меньшей массы [5].

3.2 Продолжительность горения гелия

Ядро гелия меньше и достигает более высокой температуры, чем период горения водорода, однако синтез гелия менее эффективен. Поэтому этот этап обычно длится около 10–15% времени жизни звезды на главной последовательности. Со временем формируется инертное углеродно–кислородное (C–O) ядро, которое в конечном итоге препятствует началу синтеза более тяжелых элементов в звездах малой массы.

3.3 Воспламенение слоя горения гелия

Когда центральные запасы гелия истощаются, слой горения гелия загорается за уже сформировавшимся углеродно–кислородным ядром, толкая звезду к асимптотической гигантской ветви (AGB), известной своими светящимися, холодными поверхностями, сильными пульсациями и потерей массы.

4. Ассимптотическая ветвь гигантов и выброс внешнего слоя

4.1 Эволюция AGB

На этапе AGB структура звезды характеризуется:

  • Ядром C–O: Инерционное, вырожденное ядро.
  • Гелиевыми и водородными слоями горения: Слои горения, вызывающие пульсационное поведение.
  • Огромным внешним слоем: Внешние слои звезды раздуваются до гигантских радиусов, имея относительно низкую поверхностную гравитацию.

Термические пульсации в гелиевом слое могут вызывать динамические процессы расширения, приводящие к значительной потере массы через звёздные ветры. Это извержение часто обогащает межзвёздную среду углеродом, азотом и элементами s–процесса, образующимися во вспышках слоя [6].

4.2 Формирование планетарной туманности

В конце концов звезда не может удержать свои внешние слои. Конечный суперветер или пульсационный выброс массы обнажает горячее ядро. Выброшенный внешний слой светится УФ-излучением, исходящим от горячего ядра звезды, создавая планетарную туманность — часто сложную оболочку ионизированного газа. Центральная звезда по сути становится прото–белым карликом, интенсивно светящимся в УФ в течение десятков тысяч лет, пока туманность продолжает расширяться.

5. Остаток белого карлика

5.1 Состав и структура

Когда выброшенный внешний слой рассеивается, остающееся вырожденное ядро проявляется как белый карлик (BN). Обычно:

  • Белый карлик углерод–кислород: Конечная масса ядра звезды ≤1,1 M⊙.
  • Белый карлик гелий: Если звезда рано потеряла свой внешний слой или была в двойной системе.
  • Белый карлик кислород–неон: В немного более массивных звёздах, находящихся близко к верхней границе массы, необходимой для формирования BN.

Давление вырождения электронов поддерживает BN от коллапса, устанавливая типичные радиусы примерно такого же размера, как Земля, с плотностями от 106 до 109 g cm−3.

5.2 Охлаждение и времена жизни BN

Белый карлик излучает оставшуюся тепловую энергию в течение миллиардов лет, постепенно охлаждаясь и тускнея:

  • Начальная яркость — средняя, преимущественно излучающая в оптическом или УФ диапазоне.
  • За десятки миллиардов лет он тускнеет до «чёрного карлика» (гипотетического, так как Вселенная недостаточно стара, чтобы BN полностью остыл).

Помимо ядерного синтеза, излучение BN уменьшается, так как выделяется накопленное тепло. Наблюдая последовательности BN в звёздных скоплениях, астрономы калибруют возраст скоплений, поскольку в более старых скоплениях BN охлаждаются сильнее [7,8].

5.3 Взаимодействие в двойных системах и нова / сверхновая типа Ia

В близких двойных системах белый карлик может аккрецировать вещество от звезды-компаньона. Это может вызвать:

  • Классическая нова: Термоядерный взрыв на поверхности BN.
  • Сверхновая типа Ia: Если масса BN приближается к пределу Чандрасекара (~1,4 M⊙), детонация углерода может полностью разрушить BN, создавая более тяжёлые элементы и высвобождая огромную энергию.

Поэтому фаза BN может иметь дальнейшие драматические последствия в многозвёздных системах, но изолированно она просто бесконечно охлаждается.

6. Наблюдательные доказательства

6.1 Цвето–амплитудные диаграммы звёздных скоплений

Данные открытых и шаровых звёздных скоплений показывают характерные «ветвь красных гигантов», «горизонтальная ветвь» и «последовательность охлаждения белых карликов», отражающие путь эволюции звёзд малой массы. Измеряя возраст вращения главной последовательности и распределение излучения BN, астрономы подтверждают теоретические времена жизни этих этапов.

6.2 Обзоры планетарных туманностей

Обзорные наблюдения (например, с телескопом Хаббл или наземными телескопами) выявляют тысячи планетарных туманностей, в каждой из которых есть горячая центральная звезда, быстро превращающаяся в белого карлика. Их морфологическое разнообразие — от кольцевых до биполярных форм — показывает, как асимметрия ветра, вращение или магнитные поля могут формировать выброшенные газовые структуры [9].

6.3 Распределение масс белых карликов

Крупные спектроскопические исследования показывают, что большинство BN сосредоточены около 0,6 M⊙, что соответствует теоретическим прогнозам для звёзд средней массы. Редкость BN вблизи предела Чандрасекара также соответствует массам звёзд, их формирующих. Подробные спектральные линии BN (например, типов DA или DB) дают информацию о составе ядра и возрасте охлаждения.

7. Выводы и будущие исследования

Звёзды малой массы, такие как Солнце, следуют хорошо понятному пути после истощения водорода:

  1. Ветвь красных гигантов: Ядро сжимается, внешний слой расширяется, звезда краснеет и светлеет.
  2. Гелиевое горение (горизонтальная ветвь / красный кластер): Ядро зажигает гелий, и звезда достигает нового равновесия.
  3. Асимптотическая ветвь гигантов: Двойной цикл слоистого горения вокруг вырожденного C–O ядра, завершающийся сильной потерей массы и отбрасыванием планетарной туманности.
  4. Белый карлик: Вырожденное ядро остаётся компактным остатком звезды, который с течением веков постепенно остывает и угасает.

Продолжающаяся работа совершенствует модели потери массы на AGB, особенности гелиевых всплесков в звездах с низкой металличностью и сложную структуру планетарных туманностей. Наблюдения из многофакторных обзоров, астеросейсмологии и улучшенных данных параллакса (например, из Gaia) помогают подтвердить теоретические времена жизни и внутренние процессы. Между тем, исследования близких двойных систем выявляют причины нов и сверхновых типа Ia, подчеркивая, что не все BN тихо остывают — некоторые сталкиваются с взрывами.

В основном красные гиганты и белые карлики описывают последние этапы большинства звезд, показывая, что истощение водорода — это не конец звезды, а довольно драматический поворот к горению гелия и, в конечном итоге, к мягкому угасанию вырожденного ядра. Поскольку наше Солнце приближается к этому пути в течение нескольких миллиардов лет, это напоминает, что эти процессы формируют не только отдельные звезды, но и целые планетные системы, а также более широкую химическую эволюцию галактик.

Šaltiniai ir tolesni skaitymai

  1. Eddington, A. S. (1926). Внутренняя структура звезд. Cambridge University Press.
  2. Iben, I. (1974). “Эволюция звезд на главной последовательности и за её пределами.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). “Окозвездные оболочки и потеря массы красными гигантами.” Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). “Гелиевый всплеск в звездах красных гигантов.” Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). “Гелиевое перемешивание в эволюции красных гигантов.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). “Эволюция асимптотической ветви гигантов.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). “Белые карлики: исследования в новом тысячелетии.” Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). “Взгляд внутрь звезды: астрофизика белых карликов.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). “Формы планетарных туманностей и их формирование.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.
Вернуться в блог