Астронет > 6.4 Эволюция звезд главной последовательности

Астронет: Я. Б. Зельдович, С. И. Блинников, Н. И. Шакура Физические основы строения и эволюции звезд
http://variable-stars.ru/db/msg/1169513/node42.html

Физические основы строения и эволюции звезд

<< 6.3 Тепловая устойчивость звезд | Оглавление | 6.5 Горение гелия: 3 $\alpha$ -реакция >>

6.4 Эволюция звезд главной последовательности

Рис. 33.

При достаточно больших массах ( $M>0,5M_\odot$ ) нет глобального перемешивания, поэтому водород в центре постепенно истощается (рис. 33). Со временем в ядре водород исчезает полностью и звезда вступает в качественно новую фазу своей эволюции -- появляется слоевой источник энергии. Поскольку в центральных областях энергия больше не выделяется, температура там выравнивается -- звезда приобретает изотермическое гелиевое ядро (рис. 34). С появлением слоевого источника звезда начинает быстро разбухать. Очень быстро происходит перестройка звезды, при которой ее радиус увеличивается в десятки раз. На расширение внешних частей звезды затрачивается энергия, что приводит даже к некоторому понижению ее светимости. На диаграмме Гершпрунга-Рессела звезда переходит в область красных гигантов.


Рис. 34.	Рис. 35.

Посмотрим на результаты численных расчетов для звезды 5 $M_\odot$ (рис. 35). Практически невозможно качественно объяснить полный трек звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. На стадии слоевого горения возникает конвекция, происходит сжатие гелиевого ядра и расширение оболочки. При сжатии ядра температура повышается до того момента, пока не станет возможным загорание гелия. У звезд определенной массы $M<2\;M_\odot$ конвекция не возникает, т. е. ядро долго остается изотермическим, и по мере горения водорода медленно нарастает его масса (причем температура и плотность почти не меняются). Однако это не может продолжаться слишком долго, так как при достижении определенной доли массы звезды $(M_{\mbox{я}}/M\sim 10-15\%)$ изотермическое ядро уже не может находиться в равновесии (так называемый предел Шенберга-Чандрасекара, не путать с Чандрасекаровским пределом белых карликов). После достижения этого предела ядро начинает сжиматься и разогреваться за счет выделения гравитационной энергии до тех пор, пока не загорится гелий.

<< 6.3 Тепловая устойчивость звезд | Оглавление | 6.5 Горение гелия: 3 $\alpha$ -реакция >>