 |
Астронет: К. А. Постнов/ГАИШ Лекции по Общей Астрофизике для Физиков http://variable-stars.ru/db/msg/1170612/8lec/node2.html |
<< 8. Остатки звездной эволюции | Оглавление | 8.2 Нейтронные звезды >>
8.1 Белые карлики
Основная причина, приводящая к образованию различных типов остатков звездной
эволюции -
различие физических условий в центре звезды. В звездах с массой до 10
солнечных термоядерная эволюция завершается до образования
железного ядра с массой меньшей критической массы Чандрасекара.
В зависимости от начальной массы это происходит на стадии гелиевого или
углеродно-кислородного ядра вырожденного ядра.
Термоядерное горение в вырожденном веществе носит
взрывной характер (из-за высокой теплопроводности вырожденных
электронов - вспомните горячую ручку сковородки!), при этом возросшая
температура может (частично) снять вырождение и горение станет менее
интенсивным.
Поэтому на
стадии слоевого источника вблизи вырожденного СО-ядра оболочка звезды -
красного (сверх)гиганта может сбрасываться из-за тепловых неустойчивостей
на границе слоевого источника и вырожденного ядра (при этом
звезда находится на
стадии асимптотической ветви гигантов в правой верхней части
на диаграмме Герцшпрунга-Рассела).
В результате сброса оболочки вокруг вырожденного ядра образуется планетарная
туманность, "подсвечиваемая" очень горячим (
K)
прото-белым карликом. Энергия свечения белого карлика - тепловая энергия,
запасенная в колебаниях ионов. Излучая фотоны с поверхности, белый карлик
постепенно остывает (его эффективная температура падает), а так как
радиус белого карлика около 10,000 км, характерное время остывания
достигает 10 млрд. лет. Самые старые и холодные белые карлики имеют
эффективную температуру около 2000 К. В таких холодных "бурых"
(англ. "brown")
карликах положительно заряженные ионы образуют кристаллическую решетку
(кристаллизация начинается уже при температурах порядка 10000 К).
С точки зрения механического равновесия, силе тяжести в белых карликах противостоит градиент давления вырожденного электронного газа. Подчеркнем роль кулоновских сил: гравитация действует на "тяжелые" протоны, а из-за принципа Паули создается огромное давление вырожденных электронов, которое передается протонам именно электростатическими силами.
Звезды с массой на главной последовательности 
полностью конвективны, что предотвращает загорание
слоевого источника после выгорания водорода.
Такие звезды не становятся красными гигантами и от главной
последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела движутся
вправо, сжимаясь и нагреваясь. Температура в гелиевом ядре ниже температуры
снятия электронного вырождения, поэтому в конечном счете
из таких звезд образуются врожденные 
белые карлики
с массой
. У звезд с массой
(к их числу принадлежит и
Солнце) гелиевое ядро вырождается, поэтому начало горения гелия в углерод
на стадии красного гиганта сопровождается резким кратковременным
энерговыделением (т.н. гелиевая вспышка).
У звезд с массами от 3 до 
эволюция в ядре
происходит в невырожденных условиях до образования
углеродно-кислородного ядра и после сброса водородной
оболочки на асимптотической ветви гигантов
остается 
белый карлик с массой до
. Из звезд 8-10 
образуются 
белые
карлики с массами, близкими к пределу Чандрасекара
.
Качественно новая ситуация может возникнуть, если БК входит в состав тесной двойной системы - под дейтсивем приливных сил возможно перетекание вещества с соседней звезды на БК, что может привести к увеличению его массы. При приближении к Чандрасекаровскому пределу в центре БК начинается термоядерное горение, приводящее к взрыву (модель сверхновой типа Ia). Не исключен и колллапс белого карлика в нейтронную звезду.
<< 8. Остатки звездной эволюции | Оглавление | 8.2 Нейтронные звезды >>