КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VIII

ПРОБЛЕМИ КОСМОГОНІЇ ТА КОСМОЛОГІЇ

Розділ 21

ПРОБЛЕМИ КОСМОГОНІЇ

21.3. Відхід зорі від головної послідовності

Перебування зорі на головній послідовності триває до тих пір, поки в її надрах не вичерпається ядерне паливо — водень. Точніше, як це визначили у 1942 р. М. Шенберг (1914—1990, Бразілія) і С. Чандрасекар (1910— 1995, США), поки в центрі зорі не утвориться гелієве ядро з масою 10% — 20% маси Сонця. Час, за який зоря досягає еволюційної межі Шенберга — Чандрасекара (тобто час перебування на головній послідовності), оцінюють формулою:

image63

Тут враховано, що світність зорі відповідно до співвідношення (14.4) L ~ M3,5 і що запаси термоядерної енергії пропорційні повній масі зорі. Як видно з цього співвідношення, зоря спектрального класу В0, що має масу близько M = 20M0, перебуває на головній послідовності декілька мільйонів років, зоря типу Сонця при M = 1M0 — протягом 10 млрд. років, а червоний карлик з масою M = 0,5M0 — близько 100 млрд. років.

З поступовим зменшенням вмісту водню в ядрі зорі коефіцієнт непрозорості речовини ядра теж зменшується. Це призводить до безперервної перебудови зорі і, починаючи з певного моменту, така перебудова супроводжується стисканням ядра. Зоря на діаграмі ефективна температура — світність переміщується вправо від головної послідовності у напрямку пізніших спектральних класів, як це показано на рис. 21.3. Загальна картина подальшої еволюції зорі після головної послідовності — найбільш тривалої стадії її існування — істотно залежить від величини її маси.

Частина потенціальної енергії ядра, яке знаходиться у фазі гравітаційного стискання, переходить у тепло, тож температура в ядрі зростає. Вона також зростає і у шарі, який безпосередньо оточує зоряне ядро. При досягнені критичного значення температури вже тут починається перебіг реакцій синтезу гелію з водню. Оскільки водень у згаданому шарі поступово переробляється у гелій, то маса гелієвого ядра зорі безперервно зростає. Це призводить до локального збільшення сили тяжіння, до подальшого стискання ядра і додаткового зростання температури в ньому. Тривалість описаного вище процесу дуже коротка — всього близько 1% від тривалості попередньої еволюційної стадії головної послідовності. Енергія, що виділяється в надрах зорі за такий достатньо короткий час, не встигає ефективно відводитись назовні перевипромінюванням фотонів, тому виникають конвективні елементи, і дуже швидко вирішальним механізмом перенесення енергії стає конвекція. Оболонка зорі розширюється до розмірів 10—100R0, тобто набагато більших за початковий радіус зорі. Під час розширення оболонки світність зорі залишається практично незмінною, а поверхнева температура згідно з рівнянням (14.2) знижується до 3000—4000 К. Так внаслідок змін, що відбуваються після вичерпання запасів водневого палива у зоряному ядрі, зоря стає червоним гігантом або надгігантом.

image64

Рис. 21.3. Еволюційні треки зір різних мас; штрихова лінія вказує положення головної послідовності

Увесь еволюційний шлях зорі істотно залежить від її маси. Маса є основною характеристикою, що визначає характер, тривалість і послідовність змін, які відбуваються із зорею від моменту народження до кінцевого етапу її еволюції. Тому доцільно розглянути далі це питання детальніше.





Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити