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
1) 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 ВольфаРайе). 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

1921 г.
g grav  GM / R .
2
g rad  
1

dP / dz 
 k F  F / c  k F L / 4 R c.
2
kF –непрозрачность атмосферы звезды.
kF ~  T /(me  mp ) ~ 0, 4 см / г.
2
Llim  4 GMc / k F  2,52 10 M / k F .
4
l  L/L и m  M /M ,
llim  1,3 10 m / k F .
4
Белые карлики
40 Эридан В: Mv=11,2m, Сп.кл. А
 Рассел – Пикеринг – Флеминг, 1910

M  M  2.5Lg ( L / L ) 
4
T R
L  L ,  4
T R
R
2
0.003 
2
0.01R   10  .
6
 40
Эрида́на — 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☉ 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
Энергия Ферми: DxR∙N-1/3. (R- радиус
звезды, N –число фермионов).
 Импульс Ферми: pF~ħN1/3/R.
 При N>(Rmc/ħ)3 pF>mc
 E~ pFc-GNmb2/R~ ħc N1/3/R- GNmb2/R,
 При N>(ħc/Gm2b)3/2~2∙1057 E(R)<0 –неустойчивость
 N=(ħc/Gm2b)3/2~2∙1057.

Mmax~Nmb~1.5M.
 DxDpxħ.
Кратные звёзды
Три группы: визуально двойные, затменные и
спектрально-двойные звёзды.
 Риччоли Джованни Батиста (1598-1671): МицарАлькор – кратная система звёзд. Мицар-двойная.
 Бёрнхэм, 1906 г.. Первый каталог 13 665 пар звёзд.

Орбита двойной в созвездии змееносца
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
4 a
.
T 
G (m1  m2 )
2
3
2
a (а.е.)
.
T ( год) 
m1  m2 (/ М )
3
2
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
m2
m1
r1 
r, r2  
r, r  r1  r2 .
m1  m2
m1  m2
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.