Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
trrt. її
звезды, который определяется массой, энтропией и начальным (на главной последовательности) химическим составом, а также моментом вращения и магнитным полем звезды. С началом ядерных реакций звезда находится в состоянии гидродинамического и теплового равновесия. Это самый длительный период активной жизни звезды. Его продолжительность определяется запасами водорода в центральной части (только там температура достаточно высока для ядерных реакций) и скоростью переработки водорода в гелий. Очевидно, что этот период т пропорционален MIL, где L — светимость звезды. Расчеты показывают, что масса ядра, где выгорает водород, порядка 0,1 М, откуда следует
Неоднородность химического состава по окончании выгорания водорода в центре ведет к перестройке структуры звезды; ее внешняя оболочка распухает, а ядро сжимается.
В достаточно массивных звездах (М Mтемпература в ядре поднимается настолько, что начинают идти реакции тройного столкновения а-частиц с образованием С12:
Детальный расчет дальнейшей эволюции крайне труден. С одной стороны, внутреннее строение звезды становится очень сложным: появляются источники энергии в сферических слоях, окружающих ядро, сложная структура зон лучистого и конвективного переноса энергии; с другой стороны, и это особенно важно, становится возможным проявление различного рода неустойчивостей. Об этих неустойчивостях и об их значении подробно говорится в § 3 этой главы.
Возможно, звезда на этом этапе эффективно теряет свою массу как медленным стационарным истечением с поверхности (см. об этом § 8 гл. 10 и § 4 гл. 14), так и путем взрывов (см. § 4 этой главы). Взрыв может привести к разрушению всей звезды. Сейчас мы не будем рассматривать эти-процессы и вернемся к ним позже.
Предположим, что после всех изменений на последних стадиях звезда имеет массу M. Как уже отмечалось, истощение запасов ядерного горючего, если таковое еще имеется, и излучение энергии приводят, в соответствии с отрицательной теплоемкостью, к сжатию звезды и увеличению ее температуры.
Звезда будет перемещаться по равновесным состояниям (минимумам энергетических кривых) на диаграмме M — р (рис. 52) слева направо по горизонтальной линии (М = const). Рассмотрим сначала эволюцию звезд с M <С 1,2 Мф(Мг на рис. 52). Сжатие
т«1010>?-яеТ.
(И.1.1)
ЗНе4—S-C12 + T-
(11.1.2) § 1] ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗДЫ до ПОТЕРИ УСТОЙЧИВОСТИ 341
будет продолжаться до тех пор, пока в основной массе газа не наступит вырождение электронов. После этого сжатие резко замедлится, так как давление слабо зависит от температуры, и за всю последующую эволюцию давление P уменьшится примерно в два раза, а звезда достигнет точки D1.
До начала вырождения газа электронов при сжатии звезды ее температура увеличивается; теплоемкость звезды при этом отрицательна. После наступления вырождения электронов при продолжающемся, хотя и замедленном, сжатии звезда, излучая, остывает; ее температура, пройдя через максимум, падает. Теплоемкость звезды теперь уже положительна. Последовательность равновесных состояний звезды с M = 1,19 М® на диаграмме рс ->- Tc при подходе к точке D1 дана на рис. 48 (кривая 1). В соответствии с положительной теплоемкостью звезды в этой стадии, с увеличением рс в ходе остывания и сжатия ее температура Tc уменьшается. Максимум температуры по порядку величины соответствует энергии вырождения электронов в конечном состоя-Hmi-D1. Для звезд с M^ М© максимум Tc составляет ^109°К.В дальнейшем при остывании всякие термоядерные реакции с эффективным выделением энергии прекращаются, вырождение электронов становится все более сильным. Эта последняя стадия жизни звезд носит название стадии белых карликов. Белые карлики медленно остывают, излучая главным образом за счет тепловой энергии атомных ядер, находящихся еще в невырожденном состоянии. Время, требуемое для охлаждения белого карлика, зависит от конечной температуры и химического состава; для T— 5-IO60K и А = 20 оно составляет около IO9 лет [см., например, Шварцшильд (1958); Шац-ман (1958); Местель (1965)]. Несколько авторов [Салпетер (1961); Местель и Рудерман, (1967); Ван Хорн (1968)] Острикер и Аксель (1969); Гринстейн (1969)] рассмотрели возможность кристаллизации вещества в белых карликах при достаточно низких температурах. При температурах T<^TDx 4-10е (р/108)1/в 0K происходит дебаевское вырождение кристаллической решетки (Местель и Рудерман (1967)), теплоемкость резко уменьшается, и имеет место более быстрое охлаждение, чем это следует по классическим
PTk
MS
м.
M1
г!Вг/"0л\
/У/ x^;-'!
mlL s4T\s \ і
Ртах IffA
Рис. 52. Схема эволюции звезд M1 и M2 с массой меньше, чем предел «OB». Пунктиры—изэнтропы 342
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
trrt. її
формулам. Однако Бисноватый-Коган и Сеидов (1969b) указали, что для белых карликов с массой вблизи критической в области AMIM — 2-IO""4 существенную роль играет постепенное выделение тепла посредством неравновесной ?-реакции в центре. В результате уменьшение теплоемкости, вызванное дебаевской вырожденностью, становится несущественным, в этой узкой области время охлаждения велико.
