Эволюция звезд после главной последовательности

Эволюция звезд после главной последовательности

Ключевые слова: белые карлики, предел Чандрасекара, кратные звёзды, затменно-двойные, спектрально-двойные, X-ray binaries

Tя~1010(m/M? )-2.5 лет

0.08<M/M

<2.5 После горения водорода звезда уходит с главной последовательности вправо в область красного гиганта. Снаружи гелиевого ядра горит водородный слоевой источник, оболочка постепенно рассеивается, и остатком эволюции является Не белый карлик с массой ~ 0.5 M?

2) 2.5<M/M

<8 После горения водорода и после стадии красного гиганта (водородный слоевой источник) происходит превращение ядра Не в углерод и кислород. Образуется вырожденное СО-ядро с массой <1.2 M?.. Оболочка сбрасывается с образованием планетарной туманности, светящейся за счет подсветки горячим ядром (~105 K), остывающим в холодный СО-белый карлик. Средняя масса таких белых карликов 0.6-0.7 M?.

3)8<M/M

<12 Цепочка термоядерных реакций доходит до смеси кислорода, неона и магния и останавливается из-за вырождения O-Ne-Mg ядра. Результат эволюции после сброса оболочки – O-Ne-Mg белый карлик с массой вблизи Чандрасекаровского предела.

4) 12<M/M

<40 Термоядерная эволюция в ядре происходит При невырожденных условиях вплоть до образования элементов железного пика (Fe, Co, Ni). Ядро с массой 1.5-2 M? коллапсирует с образованием нейтронной звезды. Процесс сопровождается вспышкой сверхновой типа II (если сохранилась протяженная водородная оболочка) или Ib/с (коллапс ядра звезды Вольфа-Райе). Сбрасываемая оболочка взаимодействует с межзвехдной средой и наблюдается в течение ~20000 лет как остаток вспышки сверхновой.

5) 40<M/M

Возможно, звезды с такими массами коллапсируют с образованеим черной дыры с массой около M?.

Предел светимости Эддингтона

Kf –непрозрачность атмосферы звезды.

1921 г.

Белые карлики

40 Эридан В: Mv=11,2m, Сп.кл. А Рассел – Пикеринг – Флеминг, 1910

40 Эридана — тройная звездная система в созвездии Эридана

0 Эридана — тройная звездная система в созвездии Эридана. 16,5 световых лет от Солнца. Традиционное имя — Кеид. 40 Эридана A — оранжевый карлик; 4,42m 40 Эридана B — белый карлик;9,52m,5,96M 40 Эридана C — тусклый красный карлик, принадлежит к классу вспыхивающих звёзд

Звёзды, В и С, были обнаружены Уильямом Гершелем в 1783 году.

Красный прямоугольник HD 44179 спектрально-двойная звезда ~ 0,57 M

расный прямоугольник HD 44179 спектрально-двойная звезда ~ 0,57 M? и светимостью ~ 6 000 L?. Эффективная температура звезды ~ 7 750 K. Белым карликом с массой ~ 0,35 M?, светимостью ? 100 L?, и температурой ~ 6?104 K.

В 1914 г. Адамс, обнаружил, что спутник Сириуса (Сириус В) принадлежит

к спектральному классу А (M v=11,4m), а его плотность должна в несколько тысяч раз превосходить плотность Солнца. Астрономам такие оценки показались невероятными. В 1926 г. статистика Ферми-Дирака. в 1928 г. Фаулер применил к БК. Более строгие расчёты моделей БК сделаны в 1930 г. Чандрасекаром.

Сириус В В 1844 г. Фридрихом Бесселем

Земля Сириус В M 3 10-6 0.94 R 0.009 0.008 L 000 0.0028 T (К) 287 27000 г/см3 5.5 2.8 106

Предел Чандрасекара

DxDpx??. Энергия Ферми: Dx?R?N-1/3. (R- радиус звезды, N –число фермионов). Импульс Ферми: pF~?N1/3/R. При N>(Rmc/?)3 pF>mc E~ pFc-GNmb2/R~ ?c N1/3/R- GNmb2/R, При N>(?c/Gm2b)3/2~2?1057 E(R)<0 –неустойчивость N=(?c/Gm2b)3/2~2?1057. Mmax~Nmb~1.5M?.

Кратные звёзды

Орбита двойной в созвездии змееносца

Три группы: визуально двойные, затменные и спектрально-двойные звёзды. Риччоли Джованни Батиста (1598-1671): Мицар-Алькор – кратная система звёзд. Мицар-двойная. Бёрнхэм, 1906 г.. Первый каталог 13 665 пар звёзд.

Визуально двойные, каталог WDS: 98084 пар звёзд

Затменно-двойные

Гудрайк Джон (1764-1786): объяснил изменение блеска Алголя. Теория изменения блеска затменно-двойных: С.Н. Блажко, 1911; Рассел и Шепли, 1912.

Алголь

Спектрально-двойные

Пикеринг в 1889 г обнаружил периодическое изменение положения линий и их расщепление в спектре Мицара. Ранее (1888 г.) Фогель Герман Карл (1841-1907) обнаружил периодическое изменение лучевой скорости Алголя. Звезда Пласкетта: М1?М2?70 М?; <Vi>= +25 км/с и -75 км/с

X-ray binaries

Определение масс

Период двойной Сириуса Т=49,94 г. Большая полуось определяется

выражением а=q/p q=7’’,62 – угловой размер полуоси, р=0’’,375 – параллакс Сириуса mA+ mB=3.36

Происхождение и частота встречаемости двойных звезд

(О..Струве) Из 30 ближайших звёзд 13 являются кратными и содержат 29 компонент. Из 30 самых ярких звёзд 15 являются кратными и содержат 41 компоненту. Можно признать, что кратные звёзды представляют более половины звёздного населения.

Литература: В. М. Липунов

Астрофизика нейтронных звезд. М.: Наука. 1987. С. Шапиро, С. Тьюколски. Черные дыры, белые карлики и нейтронные звёзды. М.: Мир. 1985.