СХЕМА ЭВОЛЮЦИИ ОДИНОЧНОЙ ЗВЕЗДЫ

Эволюция звезд с низкой и средней массой

Звездами с низкой и средней массой (0.08М_sun<М_*<8М_sun) можно называть звезды, которые заканчивают свою жизнь без процесса углеродного горения и горения более массивных элементов в ядре. Внутри этой группы звезд также реализуются разные сценарии эволюции в зависимости от массы. Так, звезды с массами меньше 0.08 солнечной (М_*<0.08М_sun) никогда не будут иметь достаточной температуры в ядре, чтобы водород загорелся (строго говоря, это вообще не звезды, раз в них нет ядерного горения, однако это вопрос определения); их называют коричневыми карликами, или иногда водородными вырожденными карликами т.к. газ в них вырожден. Медленно остывая, они превращаются в черных карликов.

Красные карлики с массами 0.08М_sun<М_*<0.5М_sun достигают в ядре температур, достаточных для горения водорода, но при этом они полностью конвективны, что предотвращает загорание водорода в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра, заставляя звезду сжиматься и нагреваться. Это приводит ее к перемещению влево на диаграмме ГР, превращая звезду в вырожденный гелиевый белый карлик.

В звездах средних масс ~0.5М_sun<М_*<~8М_sun будут гореть как водород, так и гелий. Они заканчивают свою жизнь как углеродно-кислородные белые карлики, также состоящие из вырожденного газа. Когда у звезд средних масс кончается водород в ядре, происходит его загорание в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра. Звезды перемещаются на диаграмме ГР в ветвь красных гигантов. Для масс ~0.5М_sun<М_*<~3М_sun гелий в ядре загорится взрывным путем, испытав так называемую гелиевую вспышку (из-за вырожденности газа в ядре). Для масс ~3M_sun<М_*<~8М_sun загорание гелия в ядре произойдет спокойно, так как температура в ядре достаточно высока и газ не успевает дойти до стадии вырождения. Звезда вступает в фазу горения гелия в непрерывно растущем конвективном ядре, вокруг которого горит тонкая водородная оболочка (горение водорода вносит значительный вклад в общую светимость звезды). На диаграмме ГР горение гелия у звезд этих масс происходит в двух различных областях: на ветви красных гигантов и на более голубой горизонтальной ветви. Когда гелий в ядре закончится, то его горение начнется в слоевом источнике вокруг ядра. Углеродно-кислородное ядро будет сжиматься и нагреваться, в то время как водородная оболочка будет охлаждаться и расширяться и звезда на диаграмме ГР попадет на ветвь сверхгигантов. Температура в ядрах звезд с массами ~0.5М_sun<М_*<~8М_sun недостаточно высока, чтобы поджечь углерод после выгорания гелия. В недрах звезды формируется углеродно-кислородное ядро с вырожденным газом, очень похожее на белый карлик, да оно в сущности и есть белый карлик. При этом оболочка продолжает расширяться и в конце концов звезда и оболочка разделяются. Оболочка постепенно расширяется, формируя так называемую планетарную туманность. Оставшееся ядро и есть углеродно-азотный белый карлик с вырожденным газом, расположенный на диаграмме ГР в левом нижнем углу.

Резюме: все звезды с М_*<~8М_sun превратятся в белые карлики. Их ядра должны быть М_ядра<~1.4М_sun (предел Чандрасекхара). Лишняя масса теряется, по-видимому, со звездным ветром и на последней стадии сбрасывается с планетарной туманностью.

Эволюция звезд с высокой массой

Звезды с высокой массой ~8М_sun<М_*<~10М_sun эволюционируют так же, как и со средней до момента формирования углеродно-кислородного ядра. Это ядро сжимается и становится вырожденным до того как загорится углерод, форсируя вспышку, известную как углеродная детонация - аналог гелиевой вспышки. Хотя в принципе углеродная детонация может привести к вспышке звезды как сверхновой, некоторые звезды могут пережить эту стадию, и не взорваться. При повышении температуры в ядре вырождение газа может сняться, после чего звезда продолжает эволюционировать как очень массивная звезда.

Очень массивные звезды с М_*>~10М_sun настолько горячи, что гелий загорается в ядре до того, как звезда достигнет ветви красных гигантов, загорание происходит еще тогда, когда эти звезды являются голубыми сверхгигантами и звезда продолжает монотонно эволюционировать в сторону покраснения; пока гелий горит в конвективном ядре, водород горит в слоевом источнике, обеспечивая большую часть светимости звезды. После исчерпания гелия в ядре температура там так высока, что углерод загорается до того, как газ станет вырожденным и углеродное горение включается постепенно без взрывных процессов. Загорание происходит до того, как звезда достигнет асимптотической ветви гигантов. Во все время горения углерода в ядре происходит отток энергии из ядра за счет нейтринного охлаждения, и основным источником поверхностной светимости является горение водорода и гелия в слоевых источниках. Эти звезды продолжают вырабатывать все более и более тяжелые элементы вплоть до железа, после чего ядро коллапсирует, образуя нейтронную звезду или черную дыру (в зависимости от массы ядра), а внешние слои разлетаются, что выглядит как взрыв сверхновой II типа.

Мы не можем точно указать массу одиночной звезды, которая должна взорваться как сверхновая второго типа, так как мы не знаем скорости потери вещества массивными звездами, хотя точно знаем, что вещество они теряют на всем протяжении эволюции. Приблизительная оценка массы звезды, которая должна взорваться как сверхновая II типа: М_*=10±3М_sun.

На этой таблице собраны теоретические сведения по эволюции одиночных звезд в зависимости от массы. Следует подчеркнуть, что таблица составлена без учета потери массы звездами на поздних стадиях эволюции.

Схема эволюции одиночной звезды