Конечные стадии эволюции звезд
Кривая светимости сверхновой звезды типа I и типа II. Состав элементов, учитываемых в расчетах эволюции сверхновых звезд. Сравнительные характеристики звезд в модели I и II. Строение массивной звезды в конце её эволюции перед гравитационным коллапсом.
Рубрика Астрономия и космонавтика Вид реферат Язык русский Дата добавления 17.12.2013 Размер файла 293,1 K Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную нижеСтуденты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.
Размещено на http://www.allbest.ru/
Конечные стадии эволюции звезд
Сверхновые звезды - это массивные звезды, светимость которых внезапно увеличивается до огромной величины, а затем постепенно спадает. Сверхновая проходит все этапы эволюции звезды, завершая “жизненный путь” гравитационным коллапсом. С учетом того, что звезда теряет часть массы как до, так и в процессе коллапса, начальная масса сверхновой должна составлять не менее 8 - 10M. Обычно говорят о двух типах сверхновых звезд, различающихся спадом кривой светимости (рис. 31, 32).
Рис. 31. Кривая светимости сверхновой типа I.
В максимуме светимости сверхновая звезда излучает в единицу времени столько же энергии в видимой части спектра, сколько из-лучает целая галактика, состоящая из обычных звезд. Энергия, выделяющаяся в результате взрыва сверхновой, составляет 1051-1054 эрг. При каких условиях звезда может стать сверхновой? Эта стадия в эволюции массивной звезды наступает тогда, когда завершаются реакции термоядерного синтеза и в центре звезды образуются ядра группы железа. После образования ядер железа ядерный разогрев сердцевины звезды останавливается (ядерное топливо полностью исчерпано) и ядро звезды начинает сжиматься под действием сил гравитации. В ядре звезды происходят ядерные процессы совершенно другой природы - ядра области “железного” максимума расщепляются на более легкие ядра, -частицы, нейтроны и протоны.
Рис. 32. Кривая светимости сверхновой типа II.
Сверхновые I-го типа. Кривая светимости сверхновой I-го типа показана на рис. 31. Яркость за время около 2 недель достигает максимума, затем быстро спадает в течение 2 недель и затем ослабевает по экспоненциальному закону с характерным временем спада светимости - примерно в два раза за 50 дней. Идея о том, что причиной вспышки сверхновой I-го типа является горение углерода, была высказана в 1960 г. Фаулером и Хойлом. Сверхновые I-го типа рождаются из компактных звезд типа белого карлика. Причина взрыва состоит в том, что будущая сверхновая входит в систему двойных звезд. Согласно современным представлениям вещество со спутника, притягиваемое мощным гравитационным полем карлика, постепенно падает на его поверхность, что приводит к увеличению массы углеродно-кислородного ядра белого карлика. В конце концов углерод вспыхивает в центре и сгорает в идущей наружу волне взрывного горения.
12C + 16O 28Si + (Q = 16. 76 МэВ), 28Si + 28Si 56Ni + (Q = 10. 92 МэВ). (38)
Рис. 33. Схема - и -переходов в цепочке 56Ni 56Co 56Fe. Справа над уровнем указана энергия возбуждения ядра в МэВ. Для основных состояний указаны спины, четности и периоды полураспада.
При взрывном горении кремния в оболочке сверхновой вне коллапсирующего ядра, но в непосредственной близости от него в основном образуется радиоактивный изотоп 56Ni с периодом полураспада 6. 1 дн (рис. 33). Далее e-захват приводит к образованию ядра 56Co преимущественно в возбужденном состоянии с энергией 1. 72 МэВ с последующим переходом в основное состояние и испусканием каскада -квантов с энергиями от 0. 163 МэВ до 1. 56 МэВ. Основным механизмом взаимодействия г-квантов такой энергии с веществом является комптоновское рассеяние. В результате энергия фотонов быстро уменьшается до
100 кэВ, происходит эффективное поглощение их в результате фотоэффекта, что приводит к нагреву вещества звезды. По мере расширения звезды плотность вещества в звезде падает, число столкновений фотонов уменьшается и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчеты, такая ситуация наступает примерно через 20-30 суток после достижения звездой максимума светимости. Через 60 суток после начала взрыва эффективное число столкновений фотонов с веществом звезды уменьшается до 1 и г-излучение свободно выходит из звезды. Этот интервал времени соответствует переходу к экспоненциальному спаду кривой светимости. При столь больших временах источником г-излучения в основном становится 56Fe, являющийся продуктом в-распада56Co. В таком распаде ядра 56Fe образуются в состояниях с энергиями возбуждения вплоть до 4. 2 МэВ. Полученные экспериментально временные изменения светимости качественно подтверждают эту модель. Наблюдения указывают на спад светимости после максимума блеска с характерным временем, близким ко времени распада 56Ni (T1/2 = 6. 1 дня) с последующим уменьшением темпа спада светимости до характерного времени распада изотопа 56Co (T1/2 = 77 дней). Дополнительным источником выделения энергии является испускание позитрона ядром 56Co. Позитроны, также как и -кванты, нагревают вещество звезды. Таким образом, кривые светимости сверхновых I-го типа определяются в значительной степени свойствами цепочки распадов 56Ni 56Co 56Fe. Излучаемая в виде г-квантов энергия примерно на порядок превышает все тепловое излучение сверхновых I-го типа. Масса, выбрасываемая в межзвездное пространство, составляет
M. Анализ спектров г-квантов мог бы дать важную информацию о динамике сверхновых. В частности, наблюдение г-квантов от распада 56Ni позволяет оценить размер взрывающейся оболочки и скорость выброса вещества. Наблюдение линий от 56Co позволяет понять динамику механизма взрыва. Так как г-кванты от 56Ni и 56Co должны проходить через одну и ту же толщину поглощающего вещества, относительные интенсивности линий от этих изотопов позволяют оценить длительность вспышки и время прекращения взрывного синтеза. Гамма-излучение от сверхновой SN 1987A, которое достигло Земли лишь в августе 1987 г., действительно содержало линии радиоактивного 56Co. Таким образом было доказано, что 56Co возникает в процессе взрыва (иначе большая его часть распалась бы с образованием других элементов, так как T1/2 (56Co) = 77 дней). Тем самым подтверждена гипотеза о возникновении элементов среднего веса в условиях высоких температур и давлений, образующихся при взрыве сверхновой. В процессе регистрации -излучения 56Co от SN 1987A в течение определенного времени наблюдался рост его интенсивности. Это означало, что все большее количество кобальта становилось доступным для наблюдения по мере того, как внешняя оболочка звезды, расширяясь в межзвездном пространстве, становилась все более разреженной и, следовательно, прозрачной дляг-квантов. Полагают, что энергия, выделявшаяся в ходе этого процесса последовательного распада56Ni > 56Co > 56Fe, поддерживала яркое свечение остатка SN 1987A на протяжении 1987 г. Изложенный механизм образования ядер в цепочке 56Ni > 56Co > 56Fe, сопровождаемый интенсивным г-излучением, должен быть присущ любому типу сверхновой. Сверхновые II-го типа. Они возникают из гораздо более массивных звезд (SN 1987A, по-видимому, относится именно к этому типу). Ниже приводятся результаты теоретического расчета нуклеосинтеза в двух моделях звезд массой 25M, включающих в себя эволюцию химического состава вплоть до момента коллапса железного ядра. Рассмотрение отдельных деталей дает представление о том, как выполняются подобные расчеты. Модели различаются первоначальным составом элементов, из которых происходит формирование вещества звезды.