Mažos masės žvaigždės: Raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai

Зірки малої маси: Червоні гіганти та білі карлики

Еволюційний шлях, яким ідуть зірки типу Сонця після витрачання водню в ядрі, закінчуючись як компактні білі карлики

Коли зірка типу Сонця або інша низькомасивна зірка (приблизно ≤8 M⊙) завершує своє життя на головній послідовності, вона не вибухає як супернова. Натомість вона проходить м’якший, але все ще драматичний шлях: розширюється до червоного гіганта, запалює гелій у ядрі і зрештою відкидає зовнішні шари, залишаючи за собою компактного білого карлика. Цей процес визначає долю більшості зірок у Всесвіті, включно з нашим Сонцем. Нижче ми розглянемо кожен етап еволюції низькомасивної зірки після головної послідовності, розкриваючи, як ці зміни перебудовують внутрішню структуру зірки, її випромінювання та кінцеву долю.

1. Огляд еволюції зірок малої маси

1.1 Межі маси та тривалість життя

Зірки, які вважаються «низькомасивними», зазвичай мають масу від приблизно 0,5 до 8 сонячних мас, хоча точні межі залежать від деталей горіння гелію та кінцевої маси ядра. У цьому діапазоні мас:

  • Супернова колапсу ядра дуже малоймовірна; ці зірки недостатньо масивні, щоб утворити залізне ядро, яке пізніше скоротиться.
  • Залишки білих карликів є кінцевим результатом.
  • Довге життя на головній послідовності: Зірки меншої маси, близько 0,5 M⊙, можуть перебувати на головній послідовності десятки мільярдів років, а зірка 1 M⊙, як Сонце, – близько 10 мільярдів років [1].

1.2 Еволюція після головної послідовності коротко

Після витрачання водню в ядрі зірка проходить кілька важливих етапів:

  1. Горіння водню в оболонці: Гелієве ядро скорочується, а оболонка горіння водню виштовхує зовнішні шари в червоного гіганта.
  2. Горіння гелію: Коли температура ядра достатньо підвищується (~108 K), починається синтез гелію, іноді вибуховий – так званий «гелієвий спалах».
  3. Асимптотична гілка гігантів (AGB): Пізніші стадії горіння, включно з горінням гелію та водню у шарах над вуглецево-кисневим ядром.
  4. Відкидання планетарної туманності: Зовнішні шари зірки м’яко відкидаються, утворюючи красиву туманність, залишаючи ядро як білого карлика [2].

2. Фаза червоного гіганта

2.1 Вихід із головної послідовності

Коли зірка типу Сонця витрачає свій водень у ядрі, синтез переходить у навколишню оболонку. Оскільки в інерційному гелієвому ядрі синтез не відбувається, воно скорочується через гравітацію, підвищуючи температуру. Тим часом зовнішній шар зірки значно розширюється, через що зірка стає:

  • Більша і яскравіша: радіуси можуть збільшуватися в десятки чи сотні разів.
  • Має холодну поверхню: температура розширеного шару знижується, надаючи зірці червоного відтінку.

Так зірка стає червоним гігантом на гілці червоних гігантів (RGB) діаграми H–R [3].

2.2 Горіння водню в оболонці

На цьому етапі:

  1. Стискання гелієвого ядра: Ядро з гелієвого попелу зменшується, а температура підвищується до ~108 K.
  2. Горіння оболонки: Водень у тонкому шарі поблизу ядра горить інтенсивно, часто викликаючи сильне випромінювання.
  3. Розширення зовнішнього шару: Додаткова енергія, отримана від горіння шару, виштовхує зовнішні шари, і зірка піднімається на гілку червоних гігантів.

Зірка може провести сотні мільйонів років на гілці червоних гігантів, поступово формуючи вироджене гелієве ядро.

2.3 Гелієвий спалах (для зірок ~2 M⊙ або меншим)

У зірках з масою ≤2 M⊙ ядро гелію стає електронно виродженим – це означає, що квантовий тиск електронів протидіє подальшому стисненню. Коли температура досягає критичного порогу (~108 K), синтез гелію вибухово запалюється в ядрі – це гелієвий спалах, що вивільняє потік енергії. Цей спалах усуває виродження і перебудовує структуру зірки без катастрофічного викиду зовнішніх шарів. Зірки більшої маси запалюють гелій м'якше, без спалаху [4].

3. Горизонтальна гілка та горіння гелію

3.1 Синтез гелію в ядрі

Після гелієвого спалаху або м'якого запалювання утворюється стабільне ядро горіння гелію, в якому відбувається синтез 4He → 12C, 16O, переважно за допомогою триплетного альфа процесу. Зірка пристосовується до нового стабільного стану на горизонтальній гілці (на діаграмах зоряних скупчень H–R) або в червоному скупченні (red clump) у випадку трохи меншої маси [5].

3.2 Тривалість горіння гелію

Ядро гелію менше і піднімається до вищої температури, ніж період горіння водню, але синтез гелію менш ефективний. Через це цей етап зазвичай триває близько 10–15% від часу життя зірки на головній послідовності. З часом формується інерційне вуглець-кисневе (C–O) ядро, яке в кінцевому підсумку перешкоджає початку синтезу важчих елементів у зірках малої маси.

3.3 Запалювання шару горіння гелію

Коли центральні запаси гелію вичерпуються, шар горіння гелію запалюється за вже сформованим вуглець-кисневим ядром, штовхаючи зірку до асимптотичної гілки гігантів (AGB), відомої своїми яскравими, холодними поверхнями, сильними пульсаціями та втратою маси.

4. Асимптотична гілка гігантів і викид зовнішнього шару

4.1 Еволюція AGB

На етапі AGB структура зірки характеризується:

  • С–О ядром: Інерційне, вироджене ядро.
  • Гелієвими та водневими шарами горіння: Шари горіння, які викликають пульсаційну поведінку.
  • Великим зовнішнім шаром: Зовнішні шари зірки роздуваються до гігантських радіусів, маючи відносно низьку поверхневу гравітацію.

Термічні пульсації в гелієвому шарі можуть викликати динамічні процеси розширення, що призводять до значної втрати маси через зоряні вітри. Цей викид часто збагачує міжзоряне середовище вуглецем, азотом та s-процесними елементами, що утворюються під час шарових спалахів [6].

4.2 Формування планетарної туманності

Зрештою зірка не може утримати свої зовнішні шари. Кінцевий супервітер або пульсаційно зумовлене викидання маси відкриває гаряче ядро. Викинутий зовнішній шар світиться УФ-випромінюванням, що виходить із гарячого ядра зірки, утворюючи планетарну туманність – часто складну оболонку іонізованого газу. Центральна зірка фактично стає прото-білим карликом, інтенсивно світячись у УФ протягом десятків тисяч років, поки туманність продовжує розширюватися.

5. Залишок білого карлика

5.1 Склад і структура

Коли викинутий зовнішній шар розсіюється, залишок виродженого ядра проявляється як білий карлик (BN). Зазвичай:

  • Вугільно-кисневий білий карлик: Кінцева маса ядра зірки ≤1,1 M⊙.
  • Гелієвий білий карлик: Якщо зірка втратила свій зовнішній шар рано або була у подвійній взаємодії.
  • Киснево-неоновий білий карлик: У трохи масивніших зірках, що знаходяться близько до верхньої межі маси, необхідної для формування BN.

Тиск виродження електронів підтримує BN від колапсу, встановлюючи типові радіуси приблизно такого ж розміру, як Земля, з густинами від 106 до 109 г см−3.

5.2 Охолодження та часи життя BN

Білий карлик випромінює залишкову теплову енергію протягом мільярдів років, поступово охолоджуючись і тьмяніючи:

  • Початкова яскравість є середньою, переважно випромінює в оптичному або УФ діапазоні.
  • Протягом десятків мільярдів років він тьмяніє до «чорного карлика» (гіпотетичного, оскільки Всесвіт недостатньо старий, щоб БН повністю охололи).

Окрім ядерного синтезу, випромінювання БН зменшується, оскільки вивільняється накопичене тепло. Спостерігаючи послідовності БН у зоряних скупченнях, астрономи калібрують вік скупчень, оскільки у старіших скупченнях БН охолоджені сильніше [7,8].

5.3 Подвійна взаємодія та нова / супернова типу Ia

У близьких подвійних системах білий карлик може акретувати матерію від зорі-компаньйона. Це може спричинити:

  • Класична нова: Термоядерний вибух на поверхні БН.
  • Супернова типу Ia: Якщо маса БН наближається до межі Чандрасекара (~1,4 M⊙), детонація вуглецю може повністю зруйнувати БН, утворюючи важчі елементи та вивільняючи величезну енергію.

Отже, фаза БН може мати подальші драматичні наслідки у багатозіркових системах, але ізольовано вона просто безкінечно охолоджується.

6. Спостережувані докази

6.1 Діаграми кольору–амплітуди зоряних скупчень

Дані відкритих і кульових зоряних скупчень показують характерні “гілку червоних гігантів,” “горизонтальну гілку” та “послідовність охолодження білих карликів,” що відображають шлях еволюції зірок малої маси. Вимірюючи вік відходження від головної послідовності та розподіл випромінювання БН, астрономи підтверджують теоретичні тривалості цих етапів.

6.2 Огляди планетарних туманностей

Оглядові спостереження (наприклад, за допомогою телескопа Хаббл або наземних телескопів) виявляють тисячі планетарних туманностей, у кожній з яких є гаряча центральна зірка, що швидко перетворюється на білого карлика. Їх морфологічне різноманіття – від кільцевих до біполярних форм – показує, як асиметрія вітру, обертання чи магнітні поля можуть формувати структури викинутих газів [9].

6.3 Розподіл мас білих карликів

Великі спектроскопічні дослідження показують, що більшість БН зосереджені близько 0,6 M⊙, що відповідає теоретичним прогнозам для зірок середньої маси. Рідкість БН поблизу межі Чандрасекара також відповідає масовим межам зірок, які їх формують. Детальні спектральні лінії БН (наприклад, типів DA або DB) дають інформацію про склад ядра та вік охолодження.

7. Висновки та майбутні дослідження

Зірки малої маси, такі як Сонце, проходять добре зрозумілий шлях після вичерпання водню:

  1. Гілка червоних гігантів: Ядро стискається, зовнішній шар розширюється, зірка червоніє і світлішає.
  2. Гелієве горіння (горизонтальна гілка / червоний скупчення): Ядро запалює гелій, і зірка досягає нового балансу.
  3. Асимптотична гілка гігантів: Подвійний цикл шарового горіння навколо виродженого C–O ядра, що завершується значною втратою маси та відкиданням планетарної туманності.
  4. Білий карлик: Вироджене ядро залишається компактним залишком зірки, який поступово згасає, охолоджуючись протягом епох.

Подальша робота вдосконалює моделі втрати маси AGB, властивості гелієвих спалахів у зірках з низькою металевістю та складну структуру планетарних туманностей. Спостереження з багатохвильових оглядів, астеросейсмології та покращених паралаксних даних (наприклад, з Gaia) допомагають підтвердити теоретичні тривалості життя та внутрішні процеси. Тим часом дослідження близьких подвійних систем виявляють причини нових та наднових типу Ia, підкреслюючи, що не всі БК тихо охолоджуються – деякі стикаються з вибухами.

В основному червоні гіганти і білі карлики описують останні розділи більшості зірок, свідчачи, що вичерпання водню не є кінцем зірки, а радше драматичним поворотом до горіння гелію і, зрештою, м’якого згасання виродженого ядра. Оскільки наше Сонце прямує цим шляхом протягом кількох мільярдів років, це нагадує, що ці процеси формують не лише окремі зірки, а й цілі планетарні системи та ширшу хімічну еволюцію галактик.

Шляхи та подальше читання

  1. Eddington, A. S. (1926). Внутрішня структура зірок. Cambridge University Press.
  2. Iben, I. (1974). “Еволюція зірок на головній послідовності та поза нею.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). “Навколозоряні оболонки та втрата маси червоними гігантами.” Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). “Гелієва спалах у зірках червоних гігантів.” Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). “Гелієве змішування в еволюції червоних гігантів.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). “Еволюція асимптотичної гілки гігантів.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). “Білі карлики: дослідження в новому тисячолітті.” Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). “Погляд всередину зірки: астрофізика білих карликів.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). “Форми планетарних туманностей та їх формування.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.
Повернутися до блогу