Low-Mass Stars: Red Giants and White Dwarfs

[7]

Эволюционный путь звёзд, похожих на Солнце, после истощения водорода в ядре, заканчивающийся компактными белыми карликами

Когда звезда, похожая на Солнце или другая низкомассивная звезда (примерно ≤8 M⊙) заканчивает свою жизнь на главной последовательности, она не взрывается как сверхновая. Вместо этого она следует более мягкому, но всё же драматичному пути: раздувается в красного гиганта, зажигает гелий в ядре и в конечном итоге сбрасывает свои внешние слои, оставляя после себя компактного белого карлика. Этот процесс определяет судьбу большинства звёзд во Вселенной, включая наше Солнце. Ниже мы рассмотрим каждый этап постглавнопоследовательной эволюции низкомассивной звезды, показывая, как эти изменения преобразуют внутреннюю структуру звезды, её светимость и конечное состояние.

1. Обзор эволюции низкомассивных звёзд

1.1 Диапазон масс и продолжительность жизни

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

  • Сверхновая с коллапсом ядра маловероятна; эти звезды недостаточно массивны, чтобы сформировать железное ядро, которое коллапсирует.
  • Остатки в виде белых карликов — конечный результат.
  • Долгая жизнь на главной последовательности: звезды меньшей массы живут десятки миллиардов лет на главной последовательности, если около 0.5 M⊙, или около 10 миллиардов лет для звезды 1 M⊙, как Солнце [1].

1.2 Эволюция после главной последовательности вкратце

После истощения водорода в ядре звезда проходит через несколько ключевых фаз:

  1. Горение водорода в оболочке: гелиевое ядро сжимается, в то время как оболочка с горением водорода расширяет оболочку в красного гиганта.
  2. Зажигание гелия: когда температура ядра достигает достаточного уровня (~108 K), начинается слияние гелия, иногда взрывное — «гелиумный всплеск».
  3. Асимптотическая ветвь гигантов (AGB): поздние фазы горения, включая горение гелия и водорода в оболочках над углеродно-кислородным ядром.
  4. Выброс планетарной туманности: внешние слои звезды мягко выбрасываются, образуя красивую туманность, оставляя ядро в виде белого карлика [2].

2. Фаза красного гиганта

2.1 Выход с главной последовательности

Когда звезда, похожая на Солнце, исчерпывает свой водород в ядре, синтез перемещается в окружающую оболочку. Без синтеза в инертном гелиевом ядре оно сжимается под действием гравитации, нагреваясь. Тем временем внешняя оболочка звезды значительно расширяется, делая звезду:

  • Больше и ярче: радиусы могут увеличиваться в десятки и сотни раз.
  • Более холодная поверхность: расширение снижает температуру поверхности, придавая звезде красный цвет.

Таким образом, звезда становится красным гигантом на ветви красных гигантов (RGB) диаграммы Г–Р [3].

2.2 Горение водорода в оболочке

На этом этапе:

  1. Сжатие гелиевого ядра: ядро из гелиевого пепла сжимается, повышая температуру до ~108 K.
  2. Горение в оболочке: водород в тонкой оболочке сразу за ядром активно сливается, часто производя большую светимость.
  3. Расширение оболочки: дополнительная энергия от горения в оболочке раздувает оболочку. Звезда поднимается по RGB.

Звезда может проводить сотни миллионов лет на красной гигантской ветви, постепенно накапливая вырожденное гелиевое ядро.

2.3 Гелиевая вспышка (для ~2 M⊙ или меньше)

У звезд с массой ≤2 M⊙ гелиевое ядро становится электронно вырожденным, что означает, что квантовое давление электронов сопротивляется дальнейшему сжатию. Как только температура превышает порог (~108 K), горение гелия зажигается взрывным образом в ядре — гелиeвая вспышка — высвобождая всплеск энергии. Вспышка снимает вырождение, перестраивая структуру звезды без катастрофического выброса оболочки. Более массивные звезды зажигают гелий более мягко, без вспышки [4].

3. Горизонтальная ветвь и горение гелия

3.1 Слияние гелия в ядре

После гелиевой вспышки или мягкого зажигания формируется стабильное гелиесжигающее ядро, синтезирующее 4He → 12C, 16O преимущественно через тройной альфа-процесс. Звезда перестраивается в стабильную конфигурацию на горизонтальной ветви (в диаграммах Гершпрунга-Рассела скоплений) или в красном пучке для немного меньших масс [5].

3.2 Временные масштабы горения гелия

Гелиевое ядро меньше и имеет более высокую температуру, чем в эпоху горения водорода, но гелиевый синтез менее эффективен. В результате эта фаза обычно длится около 10–15% от времени главной последовательности звезды. Со временем развивается инертное углеродно-кислородное (C–O) ядро, которое в конечном итоге останавливается до синтеза более тяжелых элементов у звезд малой массы.

3.3 Начало горения гелия в оболочке

После исчерпания центрального гелия горение гелиевой оболочки зажигается вне теперь углеродно-кислородного ядра, толкая звезду к асимптотической гигантской ветви (AGB), известной своими яркими, холодными поверхностями, сильными пульсациями и потерей массы.

4. Асимптотическая гигантская ветвь и выброс оболочки

4.1 Эволюция AGB

Во время стадии AGB структура звезды характеризуется:

  • Углеродно-кислородное ядро: Инертное, вырожденное ядро.
  • Гелиевые и водородные горящие оболочки: Оболочки синтеза вызывают импульсоподобное поведение.
  • Огромная оболочка: Внешние слои звезды раздуваются до огромных радиусов при относительно низкой поверхностной гравитации.

Термические импульсы в гелиевой оболочке могут вызывать динамические расширения, приводящие к значительной потере массы через звездные ветры. Этот поток часто обогащает МВС углеродом, азотом и элементами s-процесса, образующимися в оболочечных вспышках [6].

4.2 Формирование планетарной туманности

В конце концов звезда не может удержать свои внешние слои. Финальный суперветер или пульсационно вызванное выброс массы обнажает горячее ядро. Изгнанная оболочка светится под воздействием УФ-излучения от горячего звездного ядра, создавая планетарную туманность — часто сложную оболочку ионизированного газа. Центральная звезда фактически является прото–белым карликом, ярко светящимся в УФ в течение десятков тысяч лет, пока туманность расширяется.

5. Остаток белого карлика

5.1 Состав и структура

Когда выброшенная оболочка рассеивается, оставшееся вырожденное ядро проявляется как белый карлик (WD). Обычно:

  • Углеродно-кислородный белый карлик: Конечная масса ядра звезды ≤1.1 M⊙.
  • Гелиевый белый карлик: Если звезда потеряла оболочку рано или была в двойном взаимодействии.
  • Белый карлик из кислорода и неона: В немного более тяжелых звездах, близких к верхнему пределу массы для формирования WD.

Давление вырождения электронов поддерживает WD от коллапса, устанавливая типичные радиусы около земного и плотности порядка 106–109 г см−3.

5.2 Остывание и продолжительность жизни WD

Белый карлик излучает остаточную тепловую энергию в течение миллиардов лет, постепенно остывая и тускнея:

  • Начальная яркость умеренная, излучение в основном в оптическом или ультрафиолетовом диапазоне.
  • За десятки миллиардов лет он тускнеет до «черного карлика» (гипотетического, так как возраст Вселенной недостаточен для полного остывания WD).

Без ядерного синтеза светимость WD снижается по мере выделения накопленного тепла. Наблюдение последовательностей WD в звездных скоплениях помогает калибровать их возраст, так как в старых скоплениях содержатся более холодные WD [7,8].

5.3 Взаимодействия в двойных системах и нова / сверхновая типа Ia

В тесных двойных системах белый карлик может аккрецировать вещество от звезды-компаньона. Это может привести к:

  • Классическая нова: Термоядерный взрыв на поверхности WD.
  • Сверхновая типа Ia: Если масса WD приближается к пределу Чандрасекара (~1.4 M⊙), детонация углерода может полностью разрушить WD, образуя более тяжелые элементы и выделяя значительную энергию.

Таким образом, фаза WD может иметь дальнейшие драматические последствия в мультизвездных системах, но в изоляции он просто бесконечно остывает.

6. Наблюдательные доказательства

6.1 Цвето–величинные диаграммы скоплений

Данные открытых и шаровых скоплений показывают отчетливые «Red Giant Branch», «Horizontal Branch» и «White Dwarf Cooling Sequences», отражающие эволюционный путь звезд малой массы. Измеряя возраст выхода с главной последовательности и распределение светимости WDs, астрономы подтверждают теоретические времена жизни этих фаз.

6.2 Обзоры планетарных туманностей

Обзорные съемки (например, с помощью Hubble или наземных телескопов) выявляют тысячи планетарных туманностей, каждая из которых содержит горячую центральную звезду, быстро превращающуюся в белого карлика. Их морфологическое разнообразие — от кольцевых до биполярных форм — показывает, как асимметрии ветра, вращение или магнитные поля могут формировать выброшенный газ [9].

6.3 Распределение масс белых карликов

Крупные спектроскопические обзоры показывают, что большинство WDs сосредоточены около 0.6 M⊙, что соответствует теоретическим предсказаниям для звезд средней массы. Относительная редкость WDs около предела Чандрасекара также совпадает с массой звезд, их формирующих. Детальные спектральные линии WDs (например, типов DA или DB) дают информацию о составе ядра и возрасте охлаждения.

7. Заключение и перспективы исследований

Low-mass stars like the Sun chart a well-understood path after hydrogen exhaustion:

  1. Red Giant Branch: Ядро сжимается, оболочка расширяется, звезда краснеет и светлеет.
  2. Helium Burning (Horizontal Branch/Red Clump): Ядро зажигает гелий, звезда достигает нового равновесия.
  3. Asymptotic Giant Branch: Двойное оболочечное горение вокруг вырожденного C–O ядра, завершающееся сильной потерей массы и выбросом планетарной туманности.
  4. White Dwarf: Вырожденное ядро остается компактным звездным остатком, остывающим веками.

Текущие исследования уточняют модели потери массы на AGB, гелиевых вспышек в звездах с низкой металличностью и сложную структуру планетарных туманностей. Наблюдения с помощью многоволновых обзоров, астеросейсмологии и улучшенных данных параллакса (например, от Gaia) помогают подтвердить теоретические времена жизни и внутреннее строение. Между тем, изучение близких двойных систем выявляет новы и триггеры сверхновых типа Ia, подчеркивая, что не все WDs тихо остывают — некоторые заканчивают взрывом.

В целом, красные гиганты и белые карлики отражают заключительные главы жизни большинства звезд, показывая, что истощение водорода не означает гибель звезды, а скорее драматический переход к горению гелия и, в конечном итоге, к постепенному угасанию вырожденного звездного ядра. Когда наше Солнце приблизится к этому этапу через несколько миллиардов лет, это напомнит нам, что эти процессы формируют не только отдельные звезды, но и целые планетные системы и более широкую химическую эволюцию галактик.

Ссылки и дополнительная литература

  1. Eddington, A. S. (1926). The Internal Constitution of the Stars. Cambridge University Press.
  2. Iben, I. (1974). «Эволюция звезд на главной последовательности и вне её.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). «Окружающие оболочки и потеря массы красными гигантами.» Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). «Гелиевый всплеск в красных гигантах.» Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). «Смешивание гелия в эволюции красных гигантов.» The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). «Эволюция звёзд асимптотической гигантской ветви.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). «Белые карлики: исследование их 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 и формирование планетарных туманностей.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.

 

← Предыдущая статья                    Следующая статья →

 

 

Наверх

Вернуться в блог