Mažos masės žvaigždės: Raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai

Mažos masės žvaigždės: Raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai

Evoliucinis kelias, kuriuo eina Saulės tipo žvaigždės po branduolio vandenilio išeikvojimo, baigiantis kaip kompaktiški baltieji nykštukai

Kai Saulės tipo žvaigždė arba kita mažos masės žvaigždė (maždaug ≤8 M⊙) užbaigia savo pagrindinės sekos gyvenimą, ji nepražūva kaip supernova. Vietoje to, ji seka švelnesniu, bet vis dar dramatišku keliu: išsiplečia į raudonąjį milžiną, uždega helį savo branduolyje ir galiausiai atmeta išorinius sluoksnius, palikdama už savęs kompaktišką baltąjį nykštuką. Šis procesas lemia daugumos visatoje esančių žvaigždžių likimą, įskaitant ir mūsų Saulę. Žemiau išnagrinėsime kiekvieną mažos masės žvaigždės evoliucijos etapą po pagrindinės sekos, atskleidžiant, kaip šie pokyčiai pertvarko žvaigždės vidinę struktūrą, spinduliuotę ir galutinį likimą.

1. Mažos masės žvaigždžių evoliucijos apžvalga

1.1 Masės ribos ir gyvavimo laikai

Žvaigždės, laikomos „mažos masės”, paprastai svyruoja nuo maždaug 0,5 iki 8 saulės masių, nors tikslios ribos priklauso nuo helio uždegimo detalių ir galutinės branduolio masės. Šioje masės riboje:

  • Branduolio kolapso supernova yra labai mažai tikėtina; šios žvaigždės nėra pakankamai masyvos, kad susidarytų geležies branduolys, kuris vėliau susitrauktų.
  • Baltųjų nykštukų likučiai yra galutinis rezultatas.
  • Ilgas pagrindinės sekos gyvenimas: Žemesnės masės žvaigždės, esančios arti 0,5 M⊙, gali praleisti dešimtis milijardų metų pagrindinėje sekoje, o 1 M⊙ žvaigždė, kaip Saulė, – apie 10 milijardų metų [1].

1.2 Evoliucija po pagrindinės sekos trumpai

Po branduolio vandenilio išeikvojimo žvaigždė pereina per kelis svarbius etapus:

  1. Vandenilio degimas apvalkloje: Helio branduolys susitraukia, o vandenilio degimo apvalkla išstumia išorinius sluoksnius į raudonąjį milžiną.
  2. Helio uždegimas: Kai branduolio temperatūra pakankamai iškyla (~108 K), prasideda helio sintezė, kartais sprogstamai – vadinamasis „helio žaibas”.
  3. Asimptotinė milžinų šaka (AGB): Vėlesni degimo etapai, įskaitant helio ir vandenilio degimą sluoksniuose virš anglies–deguonies branduolio.
  4. Planetarinės miglės atmetimas: Žvaigždės išoriniai sluoksniai švelniai atmetami, susidarant gražiai miglei, paliekant branduolį kaip baltąjį nykštuką [2].

2. Raudonojo milžino fazė

2.1 Išeinant iš pagrindinės sekos

Kai Saulės tipo žvaigždė išeikvoja savo branduolio vandenilį, sintezė pereina į aplinkinę apvalklą. Kadangi inerciniame helio branduolyje sintezės nevyksta, jis susitraukia dėl gravitacijos, kildamas temperatūra. Tuo tarpu žvaigždės išorinis sluoksnis žymiai išsiplečia, dėl ko žvaigždė tampa:

  • Didesnė ir spinduliuojanti ryškiau: spinduliai gali padidėti dešimtimis ar šimtmečiais kartų.
  • Turinti vėsų paviršių: išsiplėtusio sluoksnio temperatūra sumažėja, suteikdama žvaigždei raudoną atspalvį.

Taip žvaigždė tampa raudonuoju milžinu H–R diagramos raudonųjų milžinų šakoje (RGB) [3].

2.2 Vandenilio degimas apvalkloje

Šiame etape:

  1. Helio branduolio susitraukimas: Helio pelenų branduolys sumažėja, o temperatūra pakyla iki ~108 K.
  2. Apvalklo degimas: Vandenilis ploname sluoksnyje netoliese nuo branduolio degia intensyviai, dažnai sukeldamas didelę spinduliuotę.
  3. Išorinio sluoksnio išsiplėtimas: Papildoma energija, gaunama iš sluoksnio degimo, išstumia išorinius sluoksnius, o žvaigždė pakyla raudonųjų milžinų šakoje.

Žvaigždė gali praleisti šimtus milijonų metų raudonųjų milžinų šakoje, palaipsniui formuodama degeneruotą helio branduolį.

2.3 Helio žaibas (žvaigždėms ~2 M⊙ ar mažesnėms)

Žvaigždėse, kurių masė yra ≤2 M⊙, helio branduolys tampa elektronų degeneruotas – tai reiškia, kad elektronų kvantinis slėgis priešinasi tolesniam suspaudimui. Kai temperatūra pasiekia kritinę ribą (~108 K), helio sintezė sprogstamai užsidega branduolyje – tai yra helio žaibas, išlaisvinantis energijos pliūpsnį. Šis žaibas pašalina degeneraciją ir pertvarko žvaigždės struktūrą be katastrofiško išorinio sluoksnio atmetimo. Didesnės masės žvaigždės uždega helį švelniau, be žaibo [4].

3. Horizontalioji šaka ir helio degimas

3.1 Branduolio helio sintezė

Po helio žaibo arba švelnaus uždegimo susidaro stabilus helio deginimo branduolys, kuriame vyksta 4He → 12C, 16O sintezė, daugiausia pasitelkiant triple‐alfa procesą. Žvaigždė prisitaiko prie naujos stabilios būklės horizontaliojoje šakoje (žvaigždžių grupių H–R diagramose) arba raudonojo klasterioje (red clump) šiek tiek mažesnės masės atveju [5].

3.2 Helio degimo trukmė

Helio branduolys yra mažesnis ir kildamas aukštesnės temperatūros nei vandenilio degimo laikotarpis, tačiau helio sintezė yra mažiau efektyvi. Dėl to šis etapas paprastai trunka apie 10–15% žvaigždės pagrindinės sekos gyvavimo laiko. Laikui bėgant susidaro inercinis anglies–deguonies (C–O) branduolys, kuris galiausiai neleidžia prasidėti sunkesnių elementų sintezei mažos masės žvaigždėse.

3.3 Helio degimo sluoksnio užsidegimas

Kai centrinis helio atsargos išeikvoja, helio degimo sluoksnis užsidega už jau susiformavusio anglies–deguonies branduolio, stumdant žvaigždę link asimptotinės milžinų šakos (AGB), žinomos dėl spindinčių, vėsų paviršių, stiprių pulsacijų ir masės praradimo.

4. Asimptotinė milžinų šaka ir išorinio sluoksnio atmetimas

4.1 AGB evoliucija

AGB etape žvaigždės struktūra pasižymi:

  • C–O branduoliu: Inercinis, degeneruotas branduolys.
  • Helio ir vandenilio degimo sluoksniais: Degimo sluoksniai, kurie sukelia pulsacinį elgesį.
  • Didžiuliu išoriniu sluoksniu: Žvaigždės išoriniai sluoksniai išsipučia iki milžiniškų spindulių, turėdami santykinai mažą paviršiaus gravitaciją.

Termaliniai pulsai helio sluoksnyje gali sukelti dinamiškus išsiplėtimo procesus, dėl kurių įvyksta reikšmingas masės praradimas per žvaigždžių vėjus. Šis išsiveržimas dažnai praturtina tarpžvaigždžių terpę angliu, azotu ir s–proceso elementais, susidarančiais per sluoksnio žaibus [6].

4.2 Planetarinės miglės formavimasis

Galiausiai žvaigždė negali išlaikyti savo išorinių sluoksnių. Galutinis supervėjas arba pulsacijomis varomas masės išmetimas atskleidžia karštą branduolį. Išmestas išorinis sluoksnis šviečia UV spinduliuote, sklindančia iš karšto žvaigždės branduolio, sukuriant planetarinę miglelę – dažnai sudėtingą jonizuotų dujų apvalkalą. Centrinė žvaigždė iš esmės tampa proto–baltuoju nykštuku, intensyviai šviesdama UV spinduliuote dešimtis tūkstančių metų, kol miglė toliau išsiplečia.

5. Baltasis nykštuko likutis

5.1 Sudėtis ir struktūra

Kai išmestas išorinis sluoksnis ištirpsta, likęs degeneruotas branduolys pasirodo kaip baltasis nykštukas (BN). Paprastai:

  • Anglies–deguonies baltasis nykštukas: Galutinė žvaigždės branduolio masė yra ≤1,1 M⊙.
  • Helio baltasis nykštukas: Jei žvaigždė prarado savo išorinį sluoksnį anksti arba buvo dvejetainėje sąveikoje.
  • Deguonies–neono baltasis nykštukas: Šiek tiek masyvesnėse žvaigždėse, esančiose arti viršutinės masės ribos, reikalingos BN formavimui.

Elektronų degeneracijos slėgis palaiko BN nuo griūties, nustatant tipinius spindulius maždaug tokio pat dydžio kaip Žemė, su tankiais nuo 106 iki 109 g cm−3.

5.2 Atšalimas ir BN gyvavimo laikai

Baltasis nykštukas išspinduliuoja likusią šiluminę energiją per milijardus metų, palaipsniui atšaldamas ir blankstindamas:

  • Pradinis ryškumas yra vidutinis, daugiausia spinduliuojantis optinėje arba UV juostoje.
  • Per dešimtis milijardų metų jis blanksta iki „juodojo nykštuko” (hipotetinio, nes visata nėra pakankamai sena, kad BN visiškai atšaltų).

Be branduolinės sintezės, BN spinduliuotė mažėja, nes išleidžiama saugoma šiluma. Stebint BN sekas žvaigždžių grupėse, astronomai kalibruoja grupių amžius, nes senesnėse grupėse būna vėsiau atšalusių BN [7,8].

5.3 Dvejetainės sąveikos ir nova / Ia tipo supernova

Artimuose dvejetainiuose sistemose baltasis nykštukas gali akrecijuoti medžiagą iš kompaniono žvaigždės. Tai gali sukelti:

  • Klasikinę novą: Termonuklearinis bėgimas BN paviršiuje.
  • Ia tipo supernovą: Jei BN masė priartėja prie Chandrasekaro ribos (~1,4 M⊙), anglies detonacija gali visiškai sunaikinti BN, sukurdama sunkesnius elementus ir išlaisvinant didžiulę energiją.

Todėl BN fazė gali turėti tolesnių dramatiškų pasekmių daugžvaigždėse sistemose, tačiau izoliuotai ji tiesiog be galo atšaldžia.

6. Stebimi įrodymai

6.1 Žvaigždžių grupių spalvų–amplitudės diagramos

Atviri ir globuliniai žvaigždžių grupių duomenys rodo išskirtines “raudonojo milžinų šakos,” “horizontaliosios šakos,” ir “baltųjų nykštukų atšaldymo sekos,” atspindinčias mažos masės žvaigždžių evoliucijos taką. Matuojant pagrindinės sekos išsukimo amžius ir BN spinduliuotės pasiskirstymą, astronomai patvirtina teorinius šių etapų gyvavimo laikus.

6.2 Planetarinių miglų apklausos

Vaizdo apklausos (pvz., su Hubble teleskopu arba žemės pagrindu veikiančiais teleskopais) atskleidžia tūkstančius planetarinių miglų, kiekvienoje jų yra karšta centrinė žvaigždė, greitai virstanti baltuoju nykštuku. Jų morfologinė įvairovė – nuo žiedinių iki bipolinių formų – rodo, kaip vėjo asimetrijos, rotacija ar magnetiniai laukai gali formuoti išmestos dujų struktūras [9].

6.3 Baltųjų nykštukų masės pasiskirstymas

Dideli spektroskopiniai tyrimai rodo, kad dauguma BN sutelkiami apie 0,6 M⊙, kas atitinka teorines prognozes vidutinės masės žvaigždėms. BN retumas artimoje Chandrasekaro ribai taip pat atitinka žvaigždžių, jas formuojančių, masės ribas. Išsamios BN spektrinės linijos (pvz., iš DA arba DB tipų) suteikia informaciją apie branduolio sudėtį ir atšaldymo amžius.

7. Išvados ir ateities tyrimai

Mažos masės žvaigždės, tokios kaip Saulė, seka gerai suprantamą kelią po vandenilio išeikvojimo:

  1. Raudonojo milžinų šaka: Branduolys susitraukia, išorinis sluoksnis išsiplečia, žvaigždė parauda ir šviesėja.
  2. Helio degimas (horizontalioji šaka / raudonasis klasteris): Branduolys uždega helį, o žvaigždė pasiekia naują pusiausvyrą.
  3. Asimptotinė milžinų šaka: Dvigubas sluoksninės degimo veiklos ciklas aplink degeneruotą C–O branduolį, baigiantis stipriu masės praradimu ir planetarinės miglės atmetimu.
  4. Baltasis nykštukas: Degeneruotas branduolys lieka kaip kompaktiškas žvaigždės likutis, kuris per amžius nuolat atšaldamas blanksta.

Tęstinis darbas tobulina AGB masės praradimo modelius, helio žaibų ypatybes mažos metaliniškumo žvaigždėse ir sudėtingą planetarinių miglų struktūrą. Stebėjimai iš daugiaveidžių bangų apklausų, asteroseismologijos bei patobulintų paralakso duomenų (pvz., iš Gaia) padeda patvirtinti teorinius gyvavimo laikus ir vidinius procesus. Tuo tarpu artimų dvejetainių sistemų tyrimai atskleidžia novas ir Ia tipo supernovos priežastis, pabrėždami, kad ne visi BN tyliai atšaldžia – kai kurie susiduria su sprogimais.

Iš esmės raudonieji milžinai ir baltieji nykštukai apibūdina daugumos žvaigždžių paskutinius skyrius, liudydami, kad vandenilio išeikvojimas nėra žvaigždės pabaiga, o gan dramatiškas posūkis link helio degimo ir, galiausiai, švelnaus degeneruoto branduolio blankstimo. Kadangi mūsų Saulė artėja prie šio kelio per kelis milijardus metų, tai primena, kad šie procesai formuoja ne tik atskiras žvaigždes, bet ir visas planetines sistemas bei platesnę galaktikų cheminę evoliuciją.

Šaltiniai ir tolesni skaitymai

  1. Eddington, A. S. (1926). Žvaigždžių vidinė struktūra. Cambridge University Press.
  2. Iben, I. (1974). “Žvaigždžių evoliucija pagrindinėje sekoje ir už jos ribų.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 12, 215–256.
  3. Reimers, D. (1975). “Aplinkžvaigždiniai apvalkalai ir raudonųjų milžinų masės praradimas.” Mem. Soc. R. Sci. Liège, 8, 369–382.
  4. Thomas, H.-C. (1967). “Helio žaibas raudonųjų milžinų žvaigždėse.” Zeitschrift für Astrophysik, 67, 420–428.
  5. Sweigart, A. V., & Gross, P. G. (1978). “Helio maišymas raudonųjų milžinų evoliucijoje.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 36, 405–436.
  6. Herwig, F. (2005). “Asimptotinės milžinų šakos evoliucija.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 43, 435–479.
  7. Koester, D. (2002). “Baltieji nykštukai: tyrimai naujame tūkstantmetyje.” Astronomy & Astrophysics Review, 11, 33–66.
  8. Winget, D. E., & Kepler, S. O. (2008). “Žvilgsnis į žvaigždės vidų: baltųjų nykštukų astrofizika.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 157–199.
  9. Balick, B., & Frank, A. (2002). “Planetarinių miglų formos ir jų formavimas.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 40, 439–486.
Вернуться к блогу