К.А. Постнов, А.В. Засов - Курс общей астрофизики (1110768), страница 22
Текст из файла (страница 22)
Последующие эволюционныестадии вплоть до образования компактного остатка по длительности составляют около 10% времени жизни звезды на главной последовательности.Возраст звезд – оценивается теоретически, чаще всего по положению на диаграмме ГР, поскольку оно меняется в течение жизнизвезды. В нашей Галактике, как и в других галактиках, наблюдаются звезды самых различных возрастов – от находящихся еще настадии образования до старых звезд с возрастом 10–13 млрд. лет.Возраст старых звезд из-за их медленной эволюции оценивается сбольшой ошибкой (несколько млрд. лет). Возраст Солнца считается равным примерно 5 млрд.
лет.Масса, хим. состав и возраст определяют положение звездына диаграмме ГР, а, следовательно, и такие характеристики звездкак эффективная температура Tef f и размер R. Последний оценивается либо с использованием закона Стефана–Больцмана (L =4 , где L – болометрическая светимость звезды), либо4πR2 σB Teffна основании прямых интерферометрических измерений угловыхразмеров (только для близких звезд). Интервал значений размеров звезд фантастически велик – от величины порядка 10–20 км5.2. Образование звезд125для нейтронных звезд до размеров, сопоставимых с размерами всейСолнечной планетной системы для красных сверхгигантов.Эволюция звезд после главной последовательности. Послевыгорания водорода звезда отходит от главной последовательности в сторону красных гигантов. При этом радиус звезды быстроувеличивается, эффективная температура падает. Источник энергии красных гигантов – горение водорода в слое, окружающем гелиевое ядро.
На более поздних стадиях эволюции в ядре звездыпроисходит горение гелия и его превращение в углерод, углерода вкислород и т.д. вплоть до элементов группы железа. Термоядерныереакции горения каждого следующего элемента происходит во всевозрастающем темпе. Для звезд с начальной массой M < 8 − 10Mэволюция заканчивается образованием белого карлика. При этомзвезда находится на самом верху ветви гигантов. Образование белого карлика сопровождается относительно медленным истечением оболочки в окружающую среду (сброшенная оболочка красного гиганта часто наблюдается в виде планетарной туманности вокруг горячего ядра прото–белого карлика).
Более массивные звезды взрываются как сверхновые также находясь на стадии красного сверхгиганта (в зависимости от химического состава вспышкасверхновой может произойти еще на стадии голубого сверхгиганта,как в случае со сверхновой 1987а в Большом Магеллановом Облаке). В результате вспышек сверхновых образуются сверхплотныенейтронные звезды или черные дыры (масса нейтронной звезды непревышает 3 M ).5.2. Образование звезд5.2.1.
Гравитационная неустойчивостьЗвезды образуются в результате гравитационной (джинсовской) неустойчивости в холодных плотных молекулярных облаках. Рассмотрим эту неустойчивость подробнее. Проанализировав линеаризованную систему уравнений газодинамики для идеального газа, описывающую рост малых возмущений вида ρ(t) =126Глава 5. ЗвездыA exp{i(ωt + κr)}, Джинс (1902) впервые показал, что изначально однородная гравитирующая среда с плотностью ρ0 неустойчива по отношению к малым линейным возмущениям плотности схарактерныммасштабом,превышающим λJ ≈ cs / π/Gρ0 .
Здесьcs = dP/dρ = γRT /µGρo – скорость звука в среде с молекулярным весом µ, температурой T и показателем адиабаты γ. В масштабах меньших джинсовской длины волны λJ возмущения представляют собой акустические колебания. Скорость роста возмущений плотности определяется только начальной плотностью среды√и не зависит от масштаба возмущения: δρ/ρ0 ∼ eωt , ω Gρ0 .По мере сжатия плотность обособившейся области возрастает,джинсовская длина волны уменьшается и появляется возможностьфрагментации среды на мелкомасштабные образования. Поэтомузвезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами).Молодые массивные горячие звезды наблюдаются почти исключительно в ОВ-ассоциациях.Рассмотрим условие фрагментации сжимающегося облака.Пусть идеальный газ сжимается адиабатически. Отношение теплоемкостей γ = Cp /Cv . Уравнение состояния можно записать в видеP = Kργ . Джинсовская масса MJ ∼ ρλ3J ∼ T 3/2 ρ−1/2 .
Из уравнения состояния T ∼ ργ−1 , откуда следует, что MJ ∼ ρ(3/2)γ−2 . Условие устойчивости относительно фрагментации при росте плотности есть dMJ /dρ > 0, т.е. γ > 4/3. Так, идеальный одноатомныйгаз с γ = 5/3 устойчив относительно джинсовской фрагментациипри адиабатическом сжатии, а при изотермическом сжатии (γ = 1)фрагментация может происходить.Реально можно ожидать γ ≈ 1, поскольку время ухода энергии из облака меньше времени сжатия, поэтому фрагментация действительно должна меть место при формировании звезд.
Но этаидеализированная картина усложняется тем, что в ней не учтенапервоначальная неоднородность среды, ее вращение и замагниченность (см. ниже). В сжимающемся газовом облаке, которое эволюционирует в одиночную звезду, формируется более плотное и5.2. Образование звезд127быстро сжимающееся ядро, окруженное протяженной более разреженной (но также неоднородной и сжимающейся) оболочкой.До тех пор, пока центральная температура и плотность недостаточны для начала термоядерных реакций синтеза, при сжатиипроисходит выделение гравитационной энергии, половина которой, в соответствии с теоремой вириала, идет на увеличение тепловой энергии, а другая половина уходит в виде излучения.
Эта фаза эволюции называется стадией протозвезды. Сжатие протозвезды останавливается с началом термоядерных реакций превращения водорода в гелий.Если бы гигантские молекулярные облака в Галактике (их несколько тысяч) свободно сжимались из-за гравитационной неустойчивости, то за время ∼ 106 лет из них образовались бы звезды.Так как полная масса молекулярного водорода в Галактике MH2 ∼109 M , то темп звездообразования составил бы 109 /106 = 103 M вгод. Однако наблюдаемое значение темпа звездообразования в Галактике – несколько M в год.
Это замедление звездообразованияобусловлено факторами, препятствующими сжатию, и прежде всего вращением газа и магнитным полем (из-за вмороженности поля в космическую плазму). С другой стороны, сжатию газа способствуют ударные волны при расширении остатков вспышек сверхновых, спиральные волны плотности и звездный ветер от горячихОВ-звезд; при этих процессах возрастает плотность газа, а болеевысокая плотность способствует его более быстрому остыванию.5.2.2.
Влияние вращения на сжатиеВ простейшем случае, однородное вращающееся облако можетсжиматься по всем направлениям только до определенного радиуса, зависящего от углового момента. Если обозначить αrot отношение энергии вращения к гравитационной энергииαrot ∼J2MV 2∼,GM 2 /RGM 3 Rгде V – скорость на экваторе вращения, J = IΩ ∼ M RV – угловоймомент, то условием сжатия можно считать αrot < 1.Глава 5. Звезды128При сохранении J с уменьшением R отношение αrot растет,пока на экваторе не будет достигнуто центробежное равновесиеV 2 /R = GM/R2 . После этого экваториальное сжатие останавливается, и облако может продолжить сжатие только вдоль малой оси.При этом плотность облака возрастает в процессе сплющивания –до его фрагментации на отдельные фрагменты, обращающиеся вокруг центра масс. Поскольку большая часть углового момента приэтом перейдет к орбитальному движению, возникшие фрагментыокажутся далекими от центробежного равновесия, и сами могут испытывать трехмерное сжатие, пока рост αrot вновь не остановитсжатие (если к этому времени не произойдет уменьшение момента вращения, например, из-за передачи момента окружающей среде через магнитное поле).Учет неоднородности облака, растущей в процессе сжатия, усложняет картину.
Как показали модельные расчеты, сжатие облакакак целого возможно лишь при медленном вращении. При приближении αrot к единице облако перестает вращаться с постоянной угловой скоростью, и максимум плотности внутри облака оказывается на определенном расстоянии от оси вращения. Возникает широкое кольцо, которое дробится на сжимающиеся фрагменты.5.2.3. Влияние магнитного поля на сжатиеПри условии вмороженности в плазму магнитное поле можетпрепятствовать сжатию. Пусть αB − отношение энергии поля к гравитационной Энергии облака:αB ≈(В2 /8π)(4/3πR3 )∼ (Ф/М)2 ,3/5GM 2 /Rгде Ф ∼ BR2 − магнитный поток. Условием сжатия являетсяαВ < 1.
При αВ = 1 имеем: Ф ∼ M . Поэтому если Ф сохраняется, то и критическое значение массы будет сохраняться. Это означает, что поле либо позволяет неограниченное сжатие, либо не позволяет никакого. Для типичных значений магнитной индукции воблаках критическое значение массы составляет тысячи и десят-5.3. Протозвезды129ки тысяч масс Солнца. Таким образом, поле препятствует рождению одиночных звезд, но не препятствует сжатию массы порядка массы звездного скопления.
Поле будет препятствовать и фрагментации – пока не уменьшится магнитный поток. Поток Ф может уменьшиться за счет конечной проводимости среды благодаряпроцессу, получившему название амбиполярной диффузией. Поле“цепляется” только за заряженные частицы облака (редкие ионы исвободные электроны), и в процессе сжатия облака они будут медленно “просачиваться” сквозь нейтральную среду, составляющуюосновную массу облака. Связь магнитного поля с нейтральнымиатомами осуществляется через столкновения атомов с ионами.Как показывают расчеты, характерное время диффузии неоднородного магнитного поля из межзвездного облака за счет этогопроцесса оказывается порядкаtd ≈ 5 · 1013 [лет](ni /nH ),где ni и nH концентрации ионов и атомов водорода. Расчеты показывают, что космические лучи и распад радиоактивных ядер поддерживают концентрацию ионов на уровне ∼ 10−7 , так что времядиффузии магнитного поля в ядрах молекулярных облаков составляет несколько миллионов лет, что по порядку величины сравнимо с временем свободного падения.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
