Размещено на http://www.allbest.ru/

Змест

1.1 Гравітацыйнае сціск

Зорку масай т_{_} і радыусам R можна характарызаваць яе патэнцыйнай энергіяй Е. Патэнцыйнай, або гравітацыйнай, энергіяй зоркі называецца праца, якую трэба выдаткаваць, каб развеяць рэчыва зоркі на бясконцасць. І наадварот, гэтая энергія вызваляецца пры сціску зоркі, г.зн. пры памяншэнні яе радыусу. Значэнне гэтай энергіі можна вылічыць пры дапамозе формулы:

Патэнцыяльная энергія Сонца роўная: Е_ = 5,9 • 1041 Дж.

Тэарэтычнае даследаванне працэсу гравітацыйнага сціску зоркі паказала, што прыблізна палову сваёй патэнцыйнай энергіі зорка выпраменьвае, тады, як другая палова траціцца на павышэнне тэмпературы яе масы прыблізна да дзесяці мільёнаў Кельвінаў. Няцяжка, аднак, пераканацца, што гэтую энергію Сонца высвеціла б за 23 млн. гадоў. Такім чынам, гравітацыйнае сціск можа быць крыніцай энергіі зорак толькі на некаторых, даволі кароткіх этапах іх развіцця.

1.2 Тэрмаядзерны сінтэз

Тэорыю тэрмаядзернага сінтэзу сфармулявалі ў 1938 г. нямецкія фізікі Карл Вейцзеккер і Ганс бэце. Перадумовай гэтага было, па-першае, вызначэнне ў 1918 г. Ф. Астан (Англія) масы атама гелія, які складае 3,97 масы атама вадароду,па-другое, выяўленне ў 1905 г. сувязі паміж масай цела ті яго энергіяй Еў выглядзе формулы Эйнштэйна:

Е = тс2

дзе з - хуткасць святла, па-трэцяе, высвятленне ў 1929 г. таго, што дзякуючы тунэльнага эфекту 2 аднолькава зараджаныя часціцы (два пратона) могуць збліжацца на адлегласць, дзе праўзыходнай будзе сіла прыцягнення, а таксама адкрыццё ў 1932 г. пазітронна е + і нейтрона п.

Першай і найбольш эфектыўнай з рэакцый тэрмаядзернага сінтэзу ёсць адукацыі з чатырох пратонаў р ядра атама гелія па схеме:

Вельмі важна тое, што тут узнікае дэфект масы: маса ядра гелія складае 4,00389 а.е.м., тады як маса чатырох пратонаў 4,03252 а.е.м. За формулай Эйнштэйна вылічым энергію, якая вылучаецца падчас адукацыі аднаго ядра гелія:

Няцяжка падлічыць, што калі б Сонца на пачатковай стадыі развіцця складалася з аднаго вадароду, то яго ператварэнне ў гелій было б дастатковым для існавання Сонца як зоркі пры цяперашніх стратах энергіі каля 100 млрд. гадоў. На самой справе ж ідзе гаворка пра «выгарання» каля 10% вадароду з найглыбокіх нетраў зоркі, дзе тэмпература дастатковая для рэакцый сінтэзу.

Рэакцыі сінтэзу гелія могуць праходзіць двума шляхамі. Першы называецца рр-цыклам, другі - СNО-цыклам. У тым і іншаму выпадку двойчы ў кожным ядры гелія пратон ператвараецца ў нейтрон па схеме:

,

дзе V - Нейтрына.

У табліцы 1 паказана сярэдні час кожнай з тэрмаядзерных рэакцый сінтэзу, прамежак, за які колькасць зыходных часцінак паменшыцца ў ераз.

Табліца 1

Рэакцыі сінтэзу гелія.

Эфектыўнасць рэакцый сінтэзу характарызуецца магутнасцю крыніцы, колькасцю энергіі, якая вызваляецца ў адзінцы масы рэчыва за адзінку часу. З тэорыі вынікае, што ,тады як .Мяжа тэмпературы Т, вышэй якой галоўную ролю згуляе ня рр-, аCNO-цыкл,роўная 15•106 К. У нетрах Сонца асноўную ролю згуляе рр-цыкл. Менавіта таму, што першая з яго рэакцый мае вельмі вялікае характэрнае час (14 млрд. гадоў), Сонца і падобныя яму зоркі праходзяць свой эвалюцыйны шлях каля дзесяці мільярдаў гадоў. Для больш масіўных белых зорак гэты час у дзясяткі і сотні разоў менш, паколькі значна меншым ёсць характэрнае час асноўных рэакцый CNO-цыклу.

Калі тэмпература ў нетрах зоркі пасля вычарпання там вадароду дасягне сотняў мільёнаў Кельвінаў, а гэта магчыма для зорак з масай т > 1,2 m _, то крыніцай энергіі становіцца рэакцыя пераўтварэнні гелія ў вуглярод па схеме:

Разлік паказвае, што запасы гелія зорка патраціў прыблізна за 10 млн. гадоў. Калі яе маса досыць вялікая, ядро працягвае сціскацца і пры тэмпературы звыш 500 млн. градусаў становяцца магчымымі рэакцыі сінтэзу больш складаных атамных ядраў па схеме:

Пры вышэйшых тэмпературах перабягаюць такія рэакцыі:

і г.д. аж да адукацыі ядраў жалеза. Гэта рэакцыі экзотермические, з прычыны іх ходу энергія вызваляецца.

Як ведаем, энергія, якую выпраменьвае зорка ў навакольнае прастору, вылучаецца ў яе нетрах і паступова прасочваецца да паверхні зоркі. Гэта перанясенне энергіі праз тоўшчу рэчывы зоркі можа ажыццяўляцца двума механізмамі: прамяністым пераносам або канвекцыяй.

У першым выпадку гаворка ідзе аб шматразовым паглынанні і переизлучении квантаў. Фактычна пры кожным такім акце праходзіць драбненне квантаў, таму замест жорсткіх г-квантаў, якія ўзнікаюць пры тэрмаядзернага сінтэзу ў нетрах зоркі да паверхні яе даходзяць мільёны квантаў нізкай энергіі. Пры гэтым спаўняецца закон захавання энергіі.

У тэорыі пераносу энергіі ўведзена паняцце доўгія вольнага прабегу кванта некаторай частоты х. Няцяжка зарыентавацца, што ва ўмовах зорных атмасфер, даўжыня вольнага прабегу кванта не перавышае некалькіх сантыметраў. І час прасочвання квантаў энергіі ад цэнтра зоркі да яе паверхні вымяраецца мільёнамі гадоў. Аднак у нетрах зорак могуць скласціся ўмовы, пры якіх такое прамяністае раўнавагу парушаецца. Аналагічна паводзіць сябе вада ў посудзе, які падаграваюць знізу. Пэўны час тут вадкасць знаходзіцца ў стане раўнавагі, так як малекула, атрымаўшы лішак энергіі непасрэдна ад дна пасудзіны, паспявае перадаць частку энергіі за кошт сутыкненняў іншым малекулам, якія знаходзяцца вышэй. Тым самым ўстанаўліваецца пэўны градыент тэмпературы ў пасудзіне ад яе дна да верхняга краю. Аднак з часам хуткасць, з якой малекулы могуць перадаваць энергію ўверх за кошт сутыкненняў, становіцца менш тэмпу перадачы цяпла знізу. Наступае кіпенне - перанос цяпла непасрэдным перамяшчэннем рэчывы.

У аснове тэорыі канвекцыі ляжыць прынцып, што падчас руху ўверх кожны элемент масы не паспявае абменьвацца энергіяй з навакольным рэчывам, г.зн. што гэты рух адиабатическое. Гэта дае магчымасць распрацаваць тэорыю Канвектыўныя руху, а адпаведныя ўраўненні вырашаць у аб'яднанні з раўнаннем гідрастатычнага раўнавагі. Хоць у пэўных частках зоркі можа існаваць Канвектыўныя зона, раўнавагу зоркі як цэлага захоўваецца. Як высветлена, ва ўмовах зорных канфігурацый канвекцыя ўзнікае ў двух выпадках у цэнтральнай частцы зоркі, калі выдзяленне энергіі там адбываецца ў вельмі хуткім тэмпе (дзякуючы працэсам CNO-цыклу), гэта датычыцца зорак, масы якіх перавышаюць сонечную, і ў абалонках зорак, калі рэчыва там мала або зусім не іянізаванай.

2. Раннія стадыі эвалюцыі зорак

Такім чынам, протозвезды з'яўляюцца магутнымі крыніцамі інфрачырвонага выпраменьвання. Назіранні паказваюць, што ў міжзоркавых газапылавых комплексах ёсць кампактныя крыніцы інфрачырвонага выпраменьвання. Гэта аб'екты Хербига - Аро (Іх вядома звыш 100), названыя так у гонар астраномаў, якія адкрылі іх. Відавочна, протозвездами будуць і крыніцы мазерного выпраменьвання малекул Н2О і ЁН.

За апошнія 40 гадоў прадстаўлення аб змене фізічных параметраў протозвезд, а таксама і аб іх эвалюцыйных трэках на дыяграме спектр-свяцільнасць, радыкальна перагледжаныя. За гэты ж час ўдасканалены метады вылічэнняў радыусу, павярхоўнай тэмпературы і свяцільнасці протозвезд, яе ўнутранай структуры пры дапамозе электронна-вылічальных машын.

Напрыклад, у 50-ых гадах лічылі, што эвалюцыйная крывая, якую апісвае протозвезда на дыяграме спектр-свяцільнасць, пачынаецца ў далёкім правым ніжнім куце гэтай дыяграмы, і што свяцільнасць протозвезды павольна і бесперапынна ўзрастае аж да выхаду на галоўную паслядоўнасць. Пры гэтым лічылі, што падчас гравітацыйнага сціску зоркі энергія ў ёй пераносіцца толькі переизлучением. Аднак у 1961 г. японскі астраном Ч. Хаяши высвятліў, што калі зорка сціскаецца як адзінае цэлае, то энергія ў ёй ад цэнтра да паверхні пераносіцца канвекцыяй. У 80-ых гадах даказалі, што на самой справе частка газапылавых хмары сціскаецца як цэлае (у рэжыме вольнага падзення) толькі на пачатковай стадыі.

Як толькі ў цэнтральнай зоне спачатку аднастайнага газавага шара ўтвараецца ядро са значна вышэйшай шчыльнасцю, то паскарэнне сілы цяжару каля яго павялічваецца і адпаведна ўзрастае хуткасць падзення ўнутраных пластоў протозвезды. Ядро сціскаецца, маса яго бесперапынна ўзрастае, адпаведна павялічваецца і тэмпература ў цэнтры. Праз некалькі дзясяткаў тысяч гадоў пасля пачатку фарміравання тэмпература ўжо дасягае значэння звыш 106К, так што ў ядры пачынае выгараць дэйтэрый. Энергія праз усе рэчыва ядра пераносіцца канвекцыяй. Аднак усё гэта выпраменьванне паглынае рэчыва абалонкі, якая працягвае падаць на ўжо сфармаваны зародак протозвезды. І толькі, пасля таго як асноўная частка масы абалонкі ўпадзе на ядро, а яе рэшту становіцца празрыстым, мы можам заўважыць святло самай зоркі. Ядро сціскаецца да таго часу, пакуль тэмпература ў ім не дасягне значэння, дастатковага для рэакцый сінтэзу гелія з чатырох пратонаў. Сіла прыцягнення ў кожнай кропцы зоркі ўраўнаважваецца адпаведна градыентам ціску і на дыяграме спектр-свяцільнасць зорка, адпаведна яе масе, займае пэўнае месца на галоўнай паслядоўнасці.

Такім чынам, галоўная паслядоўнасць - гэта геаметрычнае месца кропак на дыяграме спектр-свяцільнасць, якія адлюстроўваюць становішча зорак, у нетрах якіх вадарод ператвараецца ў гелій.

Вылічэнні паказваюць, што сціск протосолнца доўжылася каля 25 млн. гадоў. Для іншых зорак гэты час тым менш, чым больш іх маса. Протозвезда з масай 15т_{_} эвалюцыянуе да галоўнай паслядоўнасці за 60 000 гадоў, а з масай m = 0,5 т_{_}- Каля 150 млн. гадоў.

Усе гэтыя дадзеныя даюць толькі больш ці менш магчымыя схемы развіцця протозвезд. Так як яшчэ не высветлена, наколькі правільны выбар матэматычных суадносін, якія апісваюць перанясенне энергіі з нетраў зоркі канвекцыяй, як уплывае на эвалюцыйны шлях зоркі яе зварот вакол восі, а таксама магнітнае поле, якое праймае газапылавых воблака. Што тычыцца кручэння, то відавочна, што яно надае сферычную сіметрыю. Вылічэнні, якія пакуль што даводзіцца праводзіць з пэўнымі спрашчэннямі, даюць магчымасць зрабіць выснову, што фрагмент, які ад пачатку меў прыкметнае кручэнне, з часам сплющивается ў кірунку восі кручэння. Пры далейшай эвалюцыі фрагмента ён ператвараецца ў кольца, у якім праз некалькі дзясяткаў тысяч гадоў фармуецца 2 дыяметральна процілеглых ўшчыльнення, якія далей становяцца зоркамі, утвараючы двайную сістэму.

Ўшчыльнення, якія фарміруецца ў цэнтральнай зоне протозвезды, можа пазбавіцца свайго моманту колькасці руху (перадаць яго перыферыйным частках воблака) дзякуючы магнітным палях, а таксама турбулентным рухам з улікам трэння. Аднак гэтыя працэсы найменш вывучаныя.

эвалюцыя зорка тэрмаядзерны гравітацыйны

3. Выхад зорак з галоўнай паслядоўнасці. Гравітацыйны калапс і познія стадыі эвалюцыі зорак

Знаходжанне зоркі на галоўнай паслядоўнасці доўжыцца да таго часу, пакуль у яе нетрах ня вычарпаецца ядзерную гаручае - вадарод. Дакладней, як гэта вызначылі ў 1942 г. М. Шенберг і С. Чандрасекар, пакуль у цэнтры зоркі не ўтворыцца гелиевое ядро з масай 10 ... 12% масы Сонца. Час, за якое зорка дасягае мяжы Шенберга-Чандрасекара (Г.зн. час знаходжання на галоўнай паслядоўнасці), апісвае формула:

(1)

Тут ўлічана, што свяцільнасць зоркі роўная: і запасы энергіі . Па ўсёй бачнасці, зорка спектральнага класа В, што мае масу

m = 20m _

знаходзіцца на галоўнай паслядоўнасці некалькі мільёнаў гадоў (зорка тыпу Сонца)

cm = 1m _

- на працягу 10 млрд. гадоў, а чырвоны карлік з масай

m = 0,5 m _ каля 100 млрд. гадоў.

З памяншэннем утрымання вадароду ў ядры зоркі каэфіцыент непразрыстасці рэчывы бесперапынна памяншаецца. Гэта прыводзіць да бесперапыннай перабудове зоркі, што суправаджаецца сціскам яе ядра і набраканне абалонкі. Пры гэтым частка патэнцыйнай энергіі пераходзіць у цеплыню, тэмпература зоркі ўзрастае. У гэты час рэакцыі сінтэзу гелія з вадароду праходзяць у тонкім сферычным пласце, які непасрэдна акружае ядро. Паколькі вадарод ў згаданым пласце таксама паступова выгарае, то адпаведна бесперапынна ўзрастае маса гелиевого ядра. Гэта прыводзіць да павелічэння сілы прыцягнення, далейшаму сціску ядра і да росту тэмпературы ў ім. Адпаведна ўзрастае свяцільнасць зоркі. Энергія, якая выдзяляецца ў яе нетрах, не паспявае прасочвацца вонкі з дапамогай переизлучения фатонаў, таму ўзнікаюць Канвектыўныя патокі, так што вельмі хутка канвекцыя становіцца вырашальным механізмам перанясення энергіі ад ядра праз абалонку зоркі.

Ядро сціскаецца і тэмпература яго павышаецца да тых часоў, Пакуль у ім не пачнуцца рэакцыі сінтэзу больш цяжкіх хімічных элементаў (калі маса зоркі m> 1,2 m _). Напрыклад, пры тэмпературы 200 млн. Кельвінаў пры злучэнні трох ядраў атама гелія сінтэзуюцца ядра атама вугляроду, а з часам пры яшчэ вышэйшых тэмпературах ўтвараюцца кісларод, неон і г.д.

Як ведаем, канчатковым вынікам эвалюцыі зоркі з масай m <1,2 m _ будзе белы карлік. Калі ж маса зоркі m> 1,2 m _, то пасля дасягненні ў яе нетрах шчыльнасці 109 кг/м3 сціск не спыняецца. Сіла вагі тут настолькі вялікая, што нават ціск выраджаных электроннага газу не ў стане яму процідзейнічаць. Таму пры сціску ядра зоркі распадаюцца ядра цяжкіх элементаў на больш простыя і праходзяць рэакцыі «нейтронизации» рэчывы:

Пратоны, з якіх складаюцца атамныя ядра, якія ўтварыліся на папярэдняй стадыі эвалюцыі зоркі, нарэшце ператвараюцца ў нейтроны. Калі, маса ядра менш 3m _, то яго сціск спыніцца пры шчыльнасці каля 1017 кг/м3. Дзякуючы дзеянню прынцыпу забароны Паўлі пры згаданых шчыльнасцях ў нейтроннай газе таксама будзе дзейнічаць спецыфічная сіла адштурхвання, якая не дае магчымасці рэчыву сціскацца далей. Ядро такі зоркі стане нейтроннай зоркай.

Ядро сціскаецца да памерах нейтроннай зоркі вельмі хутка, паколькі няма сіл, якія маглі б перашкодзіць гэтаму. У сваю чаргу, пры сутыкненні рэчывы абалонкі, якая падае ўніз, з паверхняй ядра ўтворыцца магутная ўдарная хваля, якая распаўсюджваецца ўверх, зрываючы гэтую абалонку. Усё гэта стварае эфект ўспышкі звышновай зоркі.

Пры ўмовах, створаных у нетрах масіўных зорак на позніх этапах іх эвалюцыі, важную ролю ў падтрымцы раўнавагі зоркі гуляюць нейтрына. Як згадвалася (7, арт. 56), з нетраў Сонца нейтрына выносяць 5% энергіі, якія там сінтэзуецца. З павышэннем тэмпературы ў нетрах зоркі ролю патокаў нейтрына ў вынясенні энергіі і ў астуджэнні пастаянна ўзрастае. У прыватнасці, пры тэмпературах, вышэй за 300 млн. Кельвінаў, значная колькасць нейтрына і антинейтрино утворыцца з прычыны рассейвання гама-квантаў на электронных (па схеме ),у далейшым - пры свабодных пераходах электронаў е- ў полі атамных ядраў:

Выносячы вялікая колькасць энергіі з нетраў зоркі (пры тэмпературы звыш 1 млрд. Кельвінаў гэта складае каля 50% усёй энергіі, якая вызваляецца за кошт гравітацыйнага сціску і тэрмаядзерных рэакцый), нейтрына тым самым істотным чынам астуджаюць ядро і выступаюць прычынай ўсё большай сціску ў паскораным тэмпе . За падлікамі, без такіх страт энергіі вуглярод ў ядры зоркі з масай 15,6 m _ згараў б на працягу 250 тыс. гадоў. Вынясенне жа энергіі нейтрына парамі скарачае працягласць эвалюцыі зоркі на гэтым этапе да 20 тыс. гадоў. Наступныя тэрмаядзерныя рэакцыі, калі б не было нейтрына патокаў, доўжыліся б каля 600 тыс. гадоў. Перанясенне жа энергіі з нетраў зоркі нейтрына патокамі прыводзіць да таго, што канчатковыя фазы эвалюцыі зорак маюць рысы выбуху - калапсу, паколькі ядро сціскаецца катастрафічна. Правільнасць гэтай схемы пацвердзілі назіранне звышновай з Вялікае Магеланава Воблака, калі адпаведна праведзеных вылічэнняў для такіх з'яў зафіксавалі кароткачасовы імпульс нейтрыннага выпраменьвання.

Складаней гаварыць аб канчатковых этапах развіцця зоркі, маса якой больш 3m _, паколькі маса нейтроннай зоркі не можа перавышаць паказанае значэнне. Выказваюць дапушчэнне, што такія зоркі пасля пераходу ў стадыю сціску працягваюць яго, ператвараючыся, нарэшце, у чорныя дзіркі. Аднак ёсць падставы сцвярджаць, што большасць масіўных зорак (з масай меншай, чым 10m _) пазбаўляецца ад лішку сваёй масы на тых этапах эвалюцыі, калі пасля выгарання (варта памятаць, што тэрмін гэты ўмоўны) вадароду, потым гелія і іншых элементаў у нетрах зоркі , яна на кароткі час становіцца звышгігантам. Такія надгиганты, з паверхні якіх інтэнсіўна «сцякае» рэчыва (з тэмпам яго страты да 10-5 m _ / год), на самай справе існуюць. Аднак цалкам пярэчыць супраць магчымасці сціску масы зоркі за яе сферу Шварцшильда нельга. Паводле статыстычных дадзеных відаць, што кожны год у Галактыцы павінны былі б завяршаць сваю эвалюцыю каля пяці зорак з масамі звыш 3m _, і столькі павінна было б ўспыхваць звышновых. Але ў сярэднім у Галактыцы успыхвае 1 звышновая за 50 гадоў (у наш час у апошні раз гэта здарылася ў 1604 г.). Таму не выключана, што пэўную колькасць зорак пераходзіць у новае стан (магчыма, у стан чорнай дзіркі), «бязгучна», без знешніх эфектаў.

Хоць сама ўспышка звышновай, з'ява кароткачасовае, у гэты момант праходзяць важныя рэакцыі сінтэзу цяжкіх хімічных элементаў. Таму коратка пералічыў усе працэсы сінтэзу з агульнапрынятымі назвамі (7, арт. 112).

Н-працэс - ператварэнне вадароду ў гелій ў нетрах звычайных зорак, у тым ліку ў нетрах Сонца, па схеме:

а-працэс - сукупнасць рэакцый сінтэзу вугляроду і гелія па схеме

34Не¹²З,

а таксама наступныя рэакцыі сінтэзу ядраў кіслароду, неону, магнію

12С + 4Не¹⁶О, 16О + 4Не²⁰Nе і г.д.,

што працякаюць у нетрах зорак з масай _{_} пры тэмпературах больш . е-працэс - адукацыю ядраў элементаў групы жалеза:

ў нетрах масіўных зорак пры тэмпературах непасрэдна перад выбліскам зоркі як звышновай.

s-працэс (Ад англ. Slow - павольны) - працэс павольнага захопу нейтронаў ў ядрах зорак з масай _{_} на познім этапе іх эвалюцыі. Трапляючы ў ядро, нейтрон ператвараецца ў пратон раней, чым гэта ядро захопіць яшчэ адзін нейтрон і стане ўстойлівым ізатопам. Так ўтвараюцца ядра больш цяжкіх (пасля жалеза) хімічных элементаў аж да вісмута (209Ві).

r-працэс (Ад англ. rаріd - хуткі) - хуткі працэс захопу нейтронаў атамнымі ядрамі, які адбываецца ў нетрах звышновай падчас ўспышкі на працягу ўсяго каля 100 с. Пры гэтым ўтвараюцца элементы з атамнай масай каля 270, у тым ліку ўран і торый.

р-працэс - працэс захопу пратонаў ядрамі цяжкіх элементаў, які адбываецца ў абалонках звышновых.

х-працэс - адукацыю ў абалонцы звышновай ядраў некаторых хімічных элементаў пры ўзаемадзеянні з рэчывам абалонкі патокаў нейтрына, якія выходзяць з нетраў колапсирующего ядра зоркі.

Х-працэс - адукацыю літыя, берылію і бору з прычыны працэсаў расшчаплення, пры якіх лёгкая часціца высокай энергіі сутыкаецца з цяжкім ядром і выбівае з яго лёгкі асколак. Так тлумачаць рознасць у сярэдні распаўсюджанасці хімічных элементаў у Сонечнай сістэме і іх змесцівам ў касмічных промнях, дзе Х-працэсы вельмі эфектыўныя.

4. Асаблівасці эвалюцыі цесных падвойных сістэм

Падвойныя, як і больш складаныя зорныя сістэмы (кратныя зоркі), фармуюцца дзякуючы захаванню моманту колькасці руху. Таму ў кожным канкрэтным выпадку ўзрост зорак, якія ўтвараюць гэту сістэму, павінен быць аднолькавым. А калі гэта так, то любыя адрозненні паміж кампанентамі (памеры, павярхоўныя тэмпературы і да т.п.) былі б абумоўленыя рознасцю ў значэннях іх мас.

Але назіраныя зорныя сістэмы вельмі часта рэзка супярэчаць гэтай тэарэтычнай схеме. Асабліва гэта тычыцца цесных падвойных сістэм. Напрыклад, у пераважнай большасці добра вывучаных цесных падвойных сістэм адзін з кампанентаў ёсць субгигантом, тады як другі - нармальнай зоркай галоўнай паслядоўнасці. Пры гэтым аказваецца, што масы субгигантов, як правіла, менш мас зорак галоўнай паслядоўнасці - кампанентаў той жа сістэмы. А гэта супярэчыць прыведзенай вышэй тэорыі эвалюцыі адзінарных зорак, бо ў зону чырвоных гігантаў хутчэй павінна перасоўвацца тая зорка, якая мае вялікую масу.

Гэтую праблему вырашылі, калі высветлілі, што субгиганты - кампаненты цесных падвойных сістэм запаўняюць сваю паражніну Роша (3, арт. 367). У цесных падвойных сістэмах паверхню Роша абмяжоўвае магчымыя памеры кампанентаў зорнай сістэмы. Таму можна сцвярджаць, што пачатковыя масы чырвоных субгигантов былі вялікімі. Аднак у працэсе эвалюцыі такой зоркі пасля выгарання асноўнай часткі вадароду ў яе нетрах ядро сціскалася, і набракаюць абалонка. Падчас такога пашырэння рэчыва абалонкі перасякалі паверхню Роша і пакідала зорку, пераходзячы да зоркі-спадарожніка і асядаючы на яго паверхні. У гэтым заключаецца так званая гіпотэза «змены роляў»: з прычыны абмену масай галоўным кампанентам сістэмы становіцца зорка, пачатковая маса якой спачатку была меншай і якая таму яшчэ застаецца ў сваёй эвалюцыі на галоўнай паслядоўнасці. Значны лішак свяцільнасці субгиганта (прыблізна на 3т), які супярэчыць яго малой масе, тлумачыцца падвышаным утрыманнем гелія ў знешніх пластах зоркі, дзякуючы чаму гэтыя пласты больш празрыстыя. А гэта аказвае ўплыў на выпраменьванне энергіі, якая вызваляецца ў нетрах зоркі.

Разлікі пацвярджаюць высокую эфектыўнасць працэсу «змены роляў». Аказваецца, што такое «змена роляў» у кожнай двайны сістэме можа адбывацца некалькі разоў. Страціўшы частка масы, першая зорка з часам, сцяўшыся, за сваімі памерамі можа стаць менш сваёй паражніны Роша, тады як другая, пашырыліся, запоўніць сваю паражніну, і працэс абмену масай паўторыцца, але ўжо ў зваротным кірунку. За вылічэннямі, такі абмен масай доўжыцца ўсяго некалькі дзясяткаў або сотняў тысяч гадоў.

Прывядзем прыклад такіх вылічэнняў. Разгледзім эвалюцыю цеснай падвойнай сістэмы з масамі m1 = 5m _ і m2 = 4m _ пры адлегласці паміж кампанентамі роўным а = 13,8 R _. Спачатку эвалюцыя першай зоркі праходзіць гэтак жа, як і адзінарнай, і на дыяграме спектр-свяцільнасць яна ссоўваецца з галоўнай паслядоўнасці трохі ўверх. У хуткім часе зорка запаўняе сваю паражніну Роша і рэчыва пачынае пераплываць да другога кампаненту, прычым за ўсяго 420 000 гадоў маса першай зоркі паменшыцца да 0,94 m _. На дыяграме спектр-свяцільнасць зорка апускаецца ўніз амаль паралельна да галоўнай паслядоўнасці, прычым яе свяцільнасць памяншаецца амаль у 10 разоў. Пасля гэтага першая зорка рухаецца ўверх да пачатковай свяцільнасці і хутка перасоўваецца налева ў зону белых карлікаў. Другі кампанент павялічвае сваю масу ўдвая і перасоўваецца ўверх уздоўж галоўнай паслядоўнасці.

З абменам масай у цесных падвойных сістэмах звязаны феномен ўспышкі новай зоркі. Аналіз паказаў, што ўспышка ўзнікае ў тым выпадку, калі кампанентам, які павялічвае сваю масу, ёсць белы карлік. Падаючы на паверхню зоркі белага карліка, рэчыва (галоўным чынам вадарод) назапашваецца, сціскаецца і награваецца. І калі маса рэчывы, захопленага зоркай, будзе складаць прыблізна 10-3m _, то тэмпература і шчыльнасць ў павярхоўным пласце белага карліка ўзрастуць настолькі, што ў ім стануць магчымымі тэрмаядзерныя рэакцыі азотнага цыклу. Пры гэтым выдзяленне цяпла ўверх тут недастаткова хуткае. Як следства, у вадароднай абалонцы белага карліка развіваецца цеплавая няўстойлівасць, надыходзіць выбух і назапашаную пры акреции абалонку зрывае ўдарная хваля.

Такім чынам, можна растлумачыць як назіраем магутнасць выбліскаў новых зорак, так і наяўнасць паўторных новых.

Эфектыўнасць механізму абмену масай, відавочна, істотным чынам памяншаецца з ростам масы кампанентаў у тым разуменні, што тады значная частка масы трапляе ў міжзоркавае прастору, так што сістэма яе наогул губляе. У якасці прыкладу можна паказаць, што ў шэрагу выпадкаў кампанентамі цесных падвойных (Спектральна-падвойных) сістэм ёсць зоркі Вольфа-Райе - аб'екты, масы якіх дасягаюць 10m _. Тут хуткасці разлёту газавай абалонкі складаюць 1000 ... 1500 км / с пры тэмпе страты масы 10/05 ... 10/4 m _ за год. Важную ролю пры гэтым, відавочна, гуляе высокая свяцільнасць згаданых зорак і светлавое ціск у іх знешніх пластах. Асаблівасці эвалюцыі зорак Вольфа-Райє канчаткова яшчэ не высветлены. На сёння ўстаноўлена, што ў іх атмасфера больш гелія, чым вадароду, і што яны ў асноўным належаць да плоскай складніку Галактыкі і з'яўляюцца маладымі зоркамі.

Заключэнне

У працы мы разгледзелі пытанні эвалюцыі зорак, генерацыі і распаўсюджвання энергіі ў абалонках зорак. У працы разгледжана шляху эвалюцыі зорак у залежнасці ад іх масы і паказана апошнія этапы эвалюцыі розных сістэм. Таксама разгледжана эвалюцыю цесных зорных сістэм, у якіх магчымы абмен масай і энергіяй.

Разгледжана таксама шляхі генерацыі энергіі ў ядрах зорак у залежнасці ад іх становішча ў галоўнай паслядоўнасці і розныя тэрмаядзерныя цыклы генерацыі.

Разгледжаныя пытанні апісваюць развіццё зоркі ў часе.

Спіс выкарыстанай літаратуры

1. Варанцоў-Вельямінаў Б. А. Нарысы аб сусвету. 8-е выд. М.: Навука, 1980, 248 с.

2. Гиндилис Л.М. 1990. Андрэй Дзмітрыевіч Сахараў і пошукі пазаземных цывілізацый / / Зямля і Сусвет. 1990. N 6. С. 63-67.

3. Яфрэмаў І.М. З глыбіні Сусвету. 248 с. Ильяминов Б.А. Нарысы аб сусвеце, масы, радыусу і да т.п. з часам жыцця самой зоркі і характару зорак М.: Навука, 1984, 196 с.

4. Климишин І.А. Астраномія нашых дзён. 3. Выд. М.: Навука, 1986, 286 с.

5. Климишин І.А. Адкрыццё Сусвету. 2-е выд. М.: Навука, 1992, 248 с.

6. Климишин А.В. Астраномія. М.: Навука, 1992., 237 с.

7. Шклоўскі І.С. Зоркі: іх нараджэнне, жыццё і смерць. 3. Выд. М.: Вышэйшая школа, 1984, 342 с.

Размещено на Allbest.ru