Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
Недавно Гринстейн (1969) указал, что существенную роль в охлаждении белых карликов играет конвекция в их поверхностных слоях. Время охлаждения очень чувствительно к этой конвекции.
Как мы видим, в течение всей эволюции звезда на диаграмме М, р медленно перемещается слева направо, стремясь к кривой, соответствующей T = 0 (5 = 0).
Окончательный химический состав белых карликов зависит от тех ядерных реакций, которые протекали на стадии их сжатия и разогрева, а возможность протекания тех или иных реакций, в свою очередь, зависит от температуры. Во всех звездах с М^0,ЗМ® в процессе эволюции заведомо достигались температуры гораздо выше T = IO7 0K, при которой уже начинается реакция превращения H в Не4. Рассчитаем максимальную температуру, которая достигается в звезде массы Af. Мы уже говорили, что эта температура по порядку величины равна температуре вырождения газа электронов В конечном СОСТОЯНИИ звезды (/max ~ T ВЬфОЖДЄНИЯ) и пропорциональна р2/з. Используя уравнения состояния и усредненное уравнение равновесия звезды, легко получить, что jTjnax c^ ((X2Af)4/3. Численные расчеты Эпика (1957) дают для Tmax в центре звезды
Ig Tc = 8,9 + 4- Ig р + A IgJL . (11.1.3)
По оценке Эпика, температура, близкая к максимальной, сохраняется в течение — IO14 сек. Отсюда можно оценить, как ядерные реакции гелия с O2 и другими элементами изменят химический состав звезды. Если T 3-Ю8 °К, то процесс тройного столкновения а-частиц (11.1.2) приводит к образованию С12. Одновременно с этой реакцией идут следующие:
1) С12 + He4 -> Ole + г, 3) Ne20 + He4 Mg24 + г, 1
2) Ole + He4Ne20 + г, 4) Mg24 +He4Si28+Г- J (11Л'4)
По расчетам Эпика, белые карлики 0,5 Af@ должны состо-
ять главным образом из Mg24; более тяжелые ядра не образуются благодаря тому, что исчерпывается весь гелий. В звездах с массой около (0,4 — 0,45) Af@ в центральных частях значительная доля гелия еще испытывает подобное превращение, но при M < 0,4Af® § 1] ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕДЫ до ПОТЕРИ УСТОЙЧИВОСТИ 343
белый карлик в основном должен состоять из гелия *). Новые расчеты см. Такарада, Сато, Хаяши (1966).
Проследим теперь последние этапы эволюции звезды с массой M ^ 1, 2Л/@. В ходе падения энтропии такая звезда также медленно продвигается слева направо по квазиравновесным состояниям от A2 к C2 вдоль линии M2 = const или M3 = const на рис. 52. В § 10 отмечалось, что при M > 1,2 М® потеря устойчивости звезды наступает правее максимума кривых М(рс) | T==Const (см. рис. 49). Значит, в ходе эволюции на последних стадиях достигается минимум температуры, после чего звезда вновь имеет отрицательную теплоемкость, и температура при сжатии перед потерей устойчивости вновь увеличивается. Последовательность равновесных состояний такой звезды дана на диаграмме рс — Tc на рис. 48 (кривые 3, 4). После достижения критической точки C2 (см. рис. 52) наступает потеря устойчивости и происходит катастрофическое сжатие со скоростью порядка скорости свободного падения ~ (Rc — R).
В самом деле, пусть звезда находится в точке «срыва» в максимуме изэнт-ропы на диаграмме M — рс (рис. 53). Возмущения, сдвигающие звезду вправо или влево (точки А и В на рис. 53), выводят ее из равновесия. В обоих случаях равновесные конфигурации, соответствующие возмущенной плотности, лежат ниже и имеют меньшую массу (точка At и Б'). Это значит, что сила тяготения в А и В превышает силу давления и заставляет звезду сжиматься, увеличивать плотность. Но если из состояния А сжатие
*) Время эволюции звезд с M заметно меньше Mq больше возраста Метагалактики. Чем меньше M1 тем меньше максимальная возможная температура. Поэтому в звездах с достаточно малой M температура в будущем (когда их эволюция зайдет достаточно далеко) может обеспечить протекание ядерных реакций, останавливающихся уже на Не3. Казалось бы, эти звезды в конце эволюции (при 5=0) должны состоять из Не3. Но, как отмечено в § 4 гл. 10, энергия электронов, необходимая для нейтронизации Не3, очень мала и составляет всего 18 кэв. Поэтому в ходе эволюции звезды He8 будет превращаться в тритий Т, а последний уже путем обычной термической реакции превратится в Не4. Таким образом, эти звезды в конце эволюции будут состоять из Не4. Но при массе М< 0,1 Mq и при начальном химическом составе H и Не вырождение электронов наступит раньше, чем температура в ходе медленного сжатия поднимется достаточно высоко для протекания каких бы то ни было ядерных реакций. Такие звезды светят за счет гравитационной энергии и в конце эволюции будут иметь тот же химический состав, что и 13 начале эволюции, т. е. в основном Н. Только пикно-ядерные реакции могут изменить этот состав (см. § 5 гл. 6).
Ч Pc
Рис. 53. Звезда в точке «срыва» C2. Отклонение от равновесия влево (точка А) вызывает появление силы, возвращающей звезду в C2. Отклонение вправо (В) вызывает «срыв» — гидродинамическое сжатие звезды. 344
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
trrt. її
возвращает звезду к равновесию C2, то из В оно уводит звезду все дальше от равновесия, начинается коллапс. Скорость, с которой начинается коллапс в самой точке срыва, определяется скоростью медленной эволюции звезды, т. е. скоростью, с которой она подходит к критической точке C2, и продолжая свое движение, выходит из этой точки вправо *). Однако после сколько-нибудь заметного отхода от состояния равновесия силы тяготения уже на конечную величину превышают силы давления, и ускорение сжатия составляет конечную долю ускорения свободного падения. Таким обра-зомг очень быстро после «срыва» звезда сжимается практически с ускорением свободного падения. Это, конечно, является первым, самым грубым приближением.
