Астронет > 1.2 Роль потери массы в эволюции звезды

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

Эволюционная астрофизика

<< 1.1 Вырождение вещества в 1.3 Сводка результатов эволюции >>

1.2.1 Звездный ветер на главной последовательности
1.2.2 Звездный ветер после главной последовательности. Асимптотическая ветвь гигантов и образование планетарных туманностей

1.2 Роль потери массы в эволюции звезды

Если бы масса звезды оставалась постоянной, масса Чандрасекара $\sim 1.2 M_\odot$ опредяла бы границу эволюции маломассивных звезд (дающих в конечном счете белые карлики) и звезд, вырождение в которых не наступает и ядерное горение происходит до конца, то есть до образования элементов железного пика. Однако второй (после начальной массы на главной последовательности) фактор эволюции нормальных звезд - потрея массы из оболочки звезды. Есть несколько причин, приводящих к этому. Если звезда одиночная, то истечение вещесвта из оболочки (называемое звездным ветром) связано с испарением звездной атмосферы и (особенно в случае массивных звезд ранних спектральных классов) передачей импульса веществу давлением излучения. В тесных двойных системах появляется возможность очень эффективной потери массы звездой из-за приливного воздействия соседней компоненты. Ввиду важных осбенностей, эволюция двойных ззвезд будет рассмотрена ниже отдельно, а здесь мы остановимся только на потери массы одиночными звездами.

1.2.1 Звездный ветер на главной последовательности

Потеря массы звездным ветром не очень важна для звезд главной последовательности поздних спектральных классов из-за их невысокой светимости и малой роли светового давления и относительно малых радиусов (порядка радиуса Солнца). Однако звезды ранних спектральных классов (особенно О и В) интенсивно теряют массу. Потеря массы звездами наблюдается по зарактерным особенностям спектральных линий в оптическом и особенно в УФ-диапазоне (профили типа P Cyg - эмиссия с абсорбционной деталью в синем крыле) и по взаимодействию звездного ветра с окружающей межзвездной средой (кольцевые туманности вокруг Of и WR-звезд), оболочки и сверхоболочки вокруг ОВ-ассоцияций (см. подробнее в монографии Т.А.Лозинской "Сверхновые звезды и звездный ветер. Взаимодействие с газом Галактики", М.:Наука, 1986).

Основная причина потери массы звездным ветром - давление излучения в спектральных линиях (напомним, что в резонансных линиях сечение поглощения порядка квадрата размера 1-й Боровской орбиты атома $\approx 10^{-18}$ см²). Ускорение газа происходит в результате передачи импульса при резонансном рассеянии в сильных УФ-линиях (Si IV (1394-1403 A), C IV (1548-1551 A), N V (1240 A) и др.). Давление излучения эффективно ускоряет газ, если его начальная скорость превышает звуковую. Скорость звездного ветра $v_\infty$ определяется по верхней границе абсорбционной детали и для различных звезд составляет от нескольких сотен до нескольких тысяч км/с. Эмпирически найдено, что $v_\infty \approx 3v_p$ , где $v_p=\sqrt{2GM/R}$ - параболическая скорость на границе фотосферы звезды. Гораздо труднее определить темп потери массы. Из уравнения неразрывности в сферически-симметричном случае имеем

$\begin{displaymath} \dot M = 4\pi R^2 \rho(R) v(R) \end{displaymath}$

(8)

где $\rho(R)$ - плотность и v(R) - скорость ветра на расстоянии R от центра звезды. Изменение скорост и с расстоянием находится из наблюдения линий разных элементов, а вот изменение плотности определить сложнее. Для этого требуется задание модели атмосферы звезды, химического состава и степени ионизации и других плохо определенных параметров.

Более надежный способ непосредственного определения $\dot M$ по наблюдению свободно-свободного излучения истекающей атмосферы в ИК и радиодиапазоне, в которых велико поглощение и слой, соответствующий единичной оптической толще $\tau=1$ , лежит в области ветра. Измеряя радиопоток на фиксированной частоте и оценивая расстояние до звезды другими методами, можно получить оценку на $\dot M$ . Так были определены темпы потери массы для многих звезд WR и ОВ-сверхгигантов. Именно эти звезды наиболее интенсивно теряют массу: $\dot M\sim 10^{-5}-10^{-4}$ M $_\odot$ /год.

Зависимость темпа потери массы О-звездами, неплохо описывающая наблюдаемую ситуацию, может быть представлена в форме Гармани (есть и другие приближения):

$\begin{displaymath} \lg \left(\frac{\dot M}{M_\odot/\hbox{год}}\right) = -7.15+1.73\lg \left(\frac{L}{10^5 L_\odot}\right) \end{displaymath}$

(9)

Очевидно, темп потери массы должен быть как минимум пропорционален УФ-светимости (при резонансном рассеянии УФ-квантов переданный импульс L/c идет на ускорение газа до скорости $v_\infty$ : $\dot M \propto L/(cv_\infty)$ ; если при многократном рассеянии фотон передает часть своей энергии, $\dot M \propto L/v_\infty^2$ ). Очевидно, ввиду множества плохо известных параметров ветра (флюктуации плотности, степень ионизации, химсостав, несимметричность, неизбежные магнитные поля и т.д.) трудно дать однозначное теоретическое предсказание темпа потери массы звездой, и это обстоятельство является одной из важнейших неопределенностей теории звездной эволюции.

Эмпирически найденный темп потери массы молодыми массивными звездами $\sim 10^{-5}-10^{-6} M_\odot$ /год свидетельствует о большой важности учета звездного ветра уже на стадии главной последовательности, так как при такой высокой интенсивности истечения звездного ветра звезда может потерять от 10 до 50 процентов своей первоначальной массы. Более подробно см. монографию К. Де Ягера "Звезды наибольшей светимости", М.:Мир, 1984).

1.2.2 Звездный ветер после главной последовательности. Асимптотическая ветвь гигантов и образование планетарных туманностей

Звездный ветер является существенным и в ряде случаев определяющим фактором эволюции звезд после главной последовательности. Это связано с тем, что на стадии красного гиганта радиус звезды достигает нескольких тысяч и более радиусов Солнца и параболическая скорость снижается до 10 км/с. При этом темп потери массы от массивных холодных звезд-красных гигантов и сверхгигантов может достигать $10^{-6}\,M_\odot$ /год. Это ниже, чем у горячих массивных звезд, но плотность вещества ветра велика из-за малой скорости. Основной механизм ветра в этом случае - гидродинамическое истечение атмосферы в межзвездную среду. Энергия для истечения атмосфер звезд поздних спектральных возможно, черпается за счет различных МГД-неустойчивостей и затухания волновых возмущений во внешней атмосфере. Существенным также оказывается давление излучения на пылевые частицы холодной звездной атмосферы и макротурбулентные движения в хромосфере.

Эволюционно важный случай - потеря массы звездами на асимптотической ветви гигантов. На асимптотическую ветвь гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рессела попадают звезды с массой от $\sim 3$ до $\sim 8-10$ масс Солнца после стадии невырожденного горения гелия в углерод и углерода в кислород. Светимость обусловлена водородным и гелиевым слоевым источникои, окружающим вырожденное СО-ядро. Большой градиент температуры в оболочке приводит к интенсивной конвекции (общее свойство для всех стадий со слоевыми источниками). Горение водородного и гелиевого слоевого источника подвержено тепловой неустойчивости. Действительно, горение водорода во внешнем слоевом источнике сопровождается сжатием и частичным вырождением нижележащих слоев гелия, что приводит к ускорению термоядерного горения в гелиевом слоевом источнике на границе с вырожденным СО-ядром. При этом слоевые источники расширяются, температура и плотность в них падают, и темп генерации энергии уменьшается. Слои поджимаются, и процесс повторяется. Такое неустойчивое горение приводит к периодической подкачке энергии во внешнюю оболочку и в конечном счете к ее интенсивному истечению (до $10^{-4}\, M_\odot$ /год). Яркий представитель звезд на асимптотической ветви гигантов - долгопериодические неправильные переменные типа Миры Кита. На этой стадии фактически происходит формирование планетарной туманности вокруг горячего вырожденного ядра - будущего белого карлика.

<< 1.1 Вырождение вещества в 1.3 Сводка результатов эволюции >>

Публикации с ключевыми словами: астрофизика - Эволюция звезд - квазары - Космология
Публикации со словами: астрофизика - Эволюция звезд - квазары - Космология

См. также:

Переработка вещества в Кассиопее А

Квазар в ранней Вселенной

Разложение далекого света

Формирование галактик в магнитной Вселенной

NGC 7789: Роза Каролины

Четыре изображения квазара вокруг галактики-линзы

"Эффекты" Зельдовича, запечатлённые на нашем небе

Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [4]

Версия для печати

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце