Жұлдыздардың өмірі мен эволюциясы

Кіріспе

Жұлдыздардың өмір бойындағы өзгерістері

Жұлдыз эволюциясы – жұлдыздың уақыт өте келе өзгеру процесі. Жұлдыздың массасына байланысты, оның өмір сүру мерзімі ең ауыр жұлдыз үшін бірнеше миллион жылдан бастап, ең жеңіл жұлдыз үшін триллион жылға дейін созылуы мүмкін, бұл ғаламның қазіргі жасынан әлдеқайда ұзақ. Кестеде жұлдыздардың массасына қарай өмір сүру ұзақтығы көрсетілген. Барлық жұлдыздар газ бен шаңнан құралған құлдыраған бұлттардан пайда болады, олар көбінесе тұмандықтар немесе молекулалық бұлттар деп аталады. Миллиондаған жылдар бойы бұл протожұлдыздар тепе-теңдікке жетіп, негізгі тізбек жұлдызына айналады. Ядролық синтез жұлдыздың өмірінің көп бөлігін қуатпен қамтамасыз етеді. Алғашқыда энергия негізгі тізбек жұлдызының ядросындағы сутек атомдарының қосылуынан пайда болады. Кейін, ядродағы атомдардың көп бөлігі гелийге айналғанда, Күн сияқты жұлдыздар ядроны қоршап тұрған шар тәрізді қабатта сутекті қоса бастайды. Бұл процесс жұлдыздың кішігірім алып фазасынан өтіп, біртіндеп үлғайып, қызыл алып фазасына жетеді. Күннің кем дегенде жартысы массасы бар жұлдыздар өз ядроларында гелийді қосу арқылы энергия өндіре бастайды, ал одан да ауыр жұлдыздар бірнеше концентрлі қабаттар арқылы ауыр элементтерді қоса алады. Күн сияқты жұлдыз ядролық отынын толық пайдаланғаннан кейін, оның ядросы тығыз ақ жұлдызға айналады, ал сыртқы қабаттары планеталық тұмандық ретінде таралады. Күннің он есе немесе одан да көп массасы бар жұлдыздар инертті темір ядролары өте тығыз нейтронды жұлдызға немесе қара тесікке құлдырағанда суперновада жарылуы мүмкін. Ғаламның жасы ең кішкентай қызыл карликтердің өмірінің соңына жете алмайтындықтан, жұлдыздық модельдер олардың сутегі отыны таусылғанға дейін баяу жарқырап, ысынуын, содан кейін төмен массалы ақ жұлдыздарға айналуын көрсетеді. Жұлдыз эволюциясы бір жұлдыздың өмірін бақылау арқылы зерттелмейді, өйткені көптеген жұлдыздық өзгерістер өте баяу болып, тіпті көп ғасырлар бойы да байқауға келмейді. Оның орнына астрофизиктер жұлдыздардың өмірінің әртүрлі кезеңдеріндегі көптеген жұлдыздарды бақылап, компьютерлік модельдерді қолдану арқылы жұлдыздық құрылымды модельдеу арқылы жұлдыздардың қалай дамитынын түсінеді.

Stellar evolution is the process by which a star changes over the course of time. Depending on the mass of the star, its lifetime can range from a few million years for the most massive to trillions of years for the least massive, which is considerably longer than the current age of the universe. The table shows the lifetimes of stars as a function of their masses. All stars are formed from collapsing clouds of gas and dust, often called nebulae or molecular clouds. Over the course of millions of years, these protostars settle down into a state of equilibrium, becoming what is known as a main sequence star. Nuclear fusion powers a star for most of its existence. Initially the energy is generated by the fusion of hydrogen atoms at the core of the main sequence star. Later, as the preponderance of atoms at the core becomes helium, stars like the Sun begin to fuse hydrogen along a spherical shell surrounding the core. This process causes the star to gradually grow in size, passing through the subgiant stage until it reaches the red giant phase. Stars with at least half the mass of the Sun can also begin to generate energy through the fusion of helium at their core, whereas more massive stars can fuse heavier elements along a series of concentric shells. Once a star like the Sun has exhausted its nuclear fuel, its core collapses into a dense white dwarf and the outer layers are expelled as a planetary nebula. Stars with around ten or more times the mass of the Sun can explode in a supernova as their inert iron cores collapse into an extremely dense neutron star or black hole. Although the universe is not old enough for any of the smallest red dwarfs to have reached the end of their existence, stellar models suggest they will slowly become brighter and hotter before running out of hydrogen fuel and becoming low mass white dwarfs. Stellar evolution is not studied by observing the life of a single star, as most stellar changes occur too slowly to be detected, even over many centuries. Instead, astrophysicists come to understand how stars evolve by observing numerous stars at various points in their lifetime, and by simulating stellar structure using computer models.

Протожұлдыз

Жұлдыздардың эволюциясы алып молекулалық бұлттың гравитациялық құлдырауынан басталады. Типик алып молекулалық бұлттар шамамен жылдамдықпен және дейін массаға ие. Құлдыраған кезде, алып молекулалық бұлт кішірек және кішірек бөліктерге бөлінеді. Осы бөлшектердің әрқайсысында құлап жатқан газ жылу түрінде гравитациялық потенциалдық энергияны бөліп шығарады. Температурасы мен қысымы артқан сайын, бөлшек протожұлдыз деп аталатын, айналып тұратын, аса ыстық газдың шарына конденсацияланады. Молекулалық бұлтта жіп тәрізді құрылымдар кең таралған. Тығыз молекулалық жіптер гравитациялық байланысқан ядроларға фрагменттеуге ұшырайды, олар жұлдыздардың алғы құрылымдары болып табылады. Газдың үздіксіз жиналуы, геометриялық иілу және магниттік өрістер жіптердің фрагменттелу жолын бақылай алады. Суперкритикалық жіптердегі бақылаулар, жіптің ішкі еніне шамалас арақашықтықпен тығыз ядролардың квази-периодикалық тізбектерін және газ ағыны бар екі протожұлдызды көрсетті. Протожұлдыз молекулалық бұлттан газ бен шаңды жинау арқылы өседі, соңғы массасына жеткенде негізгі тізбек жұлдызына айналады. Одан әрі дамуы оның массасымен анықталады. Масса әдетте Күн массасымен салыстырылады: 1 күн массасы – 1 күн массасын білдіреді. Протожұлдыздар шаңмен қапталғандықтан, инфрақызыл толқындарда жақсы көрінеді. Кең өрісті инфрақызыл зерттеуші (WISE) аппаратының бақылаулары галактикалық протожұлдыздардың көптеген түрлерін және олардың туған жұлдыздық шоғырларын анықтау үшін өте маңызды болды.

Қоңыр жұлдыздар мен жұлдыздық нысандар

Бұрыштық массасы шамамен 100 массадан төмен протожұлдыздар сутегінің ядролық синтезі басталуы үшін қажетті температураға ешқашан жете алмайды. Бұлар қоңыр жұлдыздар деп аталады. Халықаралық астрономиялық одақ қоңыр жұлдыздарды өмірінің бір кезеңінде дейтерийді қоса білуге жеткілікті массасы бар жұлдыздар деп анықтайды (13 Юпитер массасы, 2,5 × 1028 кг немесе ). Одан кіші нысандар қоңыр жұлдыздардың ішкі тобына жатады (бірақ егер олар басқа жұлдыздық нысанның айналасында айналса, планеталар деп жіктеледі). Екі типтегі нысандар да – дейтерийді қоса білетін және қоса білмейтін – әлсіз жарқырап, бірте-бірте сөніп, жүздеген миллион жыл бойы салқындап кетеді.

Бас тізбекті жұлдыздық массалық нысандар

Көп массалы протожұлдыз үшін ядро температурасы ақырында 10 миллион кельвинге жетеді, бұл протон-протон тізбекті реакциясын іске қосып, сутектің алдымен дейтерийге, содан кейін гелийге қосылуына мүмкіндік береді. Шамадан сәл асатын жұлдыздарда көміртек-азот-қышқылтек синтезі (CNO циклі) энергия өндірісінің үлкен бөлігін құрайды. Ядролық синтездің басталуы салыстырмалы түрде жылдам гидростатикалық тепе-теңдікке алып келеді, онда ядродан шығарылған энергия жоғары газ қысымын сақтайды, жұлдыздың массасының салмағын тепе-теңдейді және одан әрі гравитациялық құлаудың алдын алады. Осылайша жұлдыз жылдам түрде тұрақты күйге жетіп, эволюциясының негізгі кезеңін бастайды. Жаңа жұлдыз Герцспрунг-Расселл диаграммасының негізгі тізбесіндегі белгілі бір нүктеде орналасады, ал негізгі тізбектің спектрлік класы жұлдыздың массасына байланысты болады. Кішкентай, салыстырмалы түрде салқын, аз массалы қызыл жұлдыздар сутекті баяу қорытады және жүздеген миллиард жылдар бойы немесе одан да ұзақ уақыт негізгі тізбекте қалады, ал массалық, ыстық О типті жұлдыздар тек бірнеше миллион жылдан кейін негізгі тізбектен шығып кетеді. Күн сияқты орташа өлшемді сары жұлдыз шамамен 10 миллиард жыл бойы негізгі тізбекте қалады. Күн өмірлік циклінің ортасында негізгі тізбекте орналасқан деп есептеледі.

Планеталық жүйе

Жұлдыз протопланеталық дискіні қалыптастыруы мүмкін, ол әрі қарай планеталық жүйеге дамуы мүмкін.

Жетілген жұлдыздар

Көбінесе жұлдыздың ядросы сутегі қорын толықтай пайдаланып бітіреді де, жұлдыз негізгі тізбектен шыға бастайды. Сутегінің термоядролық бірігуінен туындайтын сыртқы сәулелену қысымы гравитация күшіне қарсы тұра алмағанда, ядро қысылып, электрондық дегенерациялық қысым гравитацияға қарсы тұру үшін жеткілікті деңгейге жетеді немесе ядро гелийдің термоядролық бірігуі басталуы үшін жеткілікті қызғанда (шамамен 100 МК). Бұл процестердің қайсысы бірінші болып жүзеге асады, жұлдыздың массасына байланысты.

Аз салмақты жұлдыздар

Төмен салмақты жұлдыздың термоядролық синтез арқылы энергия өндіруді тоқтатуынан кейін не болатыны тікелей байқалған жоқ; Ғаламның жасы шамамен 13,8 миллиард жыл, ал мұндай жұлдыздарда термоядролық синтез тоқтауына кеткен уақыттан әлдеқайда аз (кейбір жағдайларда бірнеше рет). Соңғы астрофизикалық модельдер көрсеткендей, қызыл ергежейлі жұлдыздар негізгі тізбекте алты-он екі триллион жыл бойы қалуы мүмкін, температурасы мен жарқырауы біртіндеп артады, ал ақ ергежейлі жұлдызға айналуына бірнеше жүз миллиард жыл уақыт керек. Мұндай жұлдыздардың барлығы конвекциялық аймақ болғандықтан, олар қызыл алып жұлдыздарға айналмайды және сутегін жасайтын қабығы бар дегенерацияланған гелий ядросын қалыптастырмайды. Оның орнына, сутегінің синтезі жұлдыздың көбі гелийге айналғанша жалғасады. Сәл ауыр жұлдыздар қызыл алып жұлдыздарға айналады, бірақ олардың гелий ядролары гелий синтезі үшін қажетті температураға жету үшін жеткілікті салмақты емес, сондықтан олар қызыл алып тармағының ең жоғарғы нүктесіне жете алмайды. Сутегі қабығының жануы аяқталған кезде, бұл жұлдыздар қызыл алып тармақтан тікелей асимптотикалық алып тармақ (AGB) жұлдызы сияқты, бірақ жарқырауы төмендеп, ақ жұлдызға айналады.

Орташа жұлдыздар

Шамамен күн массасымен тең жұлдыздар қызыл алыптарға айналады, олар К немесе М жұлдыздық жіктемесі бойынша негізгі тізбекке жатпайтын үлкен жұлдыздар. Қызыл алыптар қызыл түстері мен үлкен жарықтылығынан Герцспрунг-Расселл диаграммасының оң жақ шетінде орналасқан. Мысал ретінде, Тор шоқжұлдызындағы Алдебаран мен Бут шоқжұлдызындағы Арктурды қарастыруға болады. Орташа өлшемді жұлдыздар негізгі тізбектен кейінгі эволюциясының екі әртүрлі кезеңінде қызыл алыптар болады: гелий мен сутегін жағу қабықтарынан тұратын инерт ядролары бар қызыл алып тармағы жұлдыздары және сутегін жағу қабықтарының ішінде көміртек пен гелийден тұратын қабықтарынан тұратын инерт ядролары бар асимптотикалық алып тармағы жұлдыздары. Осы екі кезеңнің арасында жұлдыздар гелий бірігуімен горизонталь тармақта белгілі бір кезеңді өткізеді. Гелий біріктіретін жұлдыздардың көпшілігі К типіндегі алыптар ретінде горизонталь тармақтың салқын жағына қарай шоғырланып, қызыл шоғырланған алыптар деп аталады.

Субгигант фазасы

Жұлдыз өз ядросындағы сутегін толыққанды пайдаланғанда, негізгі тізбектен шығып, ядроның сыртындағы қабықта сутегін біріктіре бастайды. Қабық көбірек гелий өндіргенде ядроның массасы артады. Гелий ядросының массасына байланысты, бұл бірнеше миллион жылдан бір немесе екі миллиард жылға дейін жалғасады, жұлдыздың кеңейіп, суынуы негізгі тізбектегідей немесе одан сәл төмен жарықтылықпен жүзеге асады. Соңында, күн массасына жуық жұлдыздарда ядро дегенерацияланады, ал массивті жұлдыздарда сыртқы қабаттар жеткілікті түрде суып, мөлдір емес болады. Осы өзгерістердің кез келгені сутегі қабығының температурасын жоғарылатады және жұлдыздың жарықтылығын арттырады, осы кезде жұлдыз қызыл алып тармағына кеңейеді.

Қызыл алып-ағаштың фазасы

Жұлдыздың кеңейіп жатқан сыртқы қабаттары конвективті, материалды термоядролық аймақтардың жанындағы турбуленттік арқылы араластырып, жұлдыздың бетіне дейін жеткізеді. Ең төменгі массалы жұлдыздардан басқа барлық жұлдыздарда термоядролық бірігу арқылы пайда болған материал осы уақытқа дейін жұлдыздың ішкі қабатының тереңдігінде сақталып келді, сондықтан конвекциялық қабықша термоядролық өнімдерді жұлдыздың бетінде алғаш рет көруге мүмкіндік береді. Эволюцияның осы кезеңіндегі нәтижелер айқын емес, ең маңызды әсерлер – сутегі мен гелий изотоптарының өзгеруі байқауға болатын емес. CNO циклінің әсері алғашқы араласу кезінде бетте көрінеді, 12C/13C қатынасының төмендеуі және көміртек пен азоттың пропорцияларының өзгеруі байқалады. Бұларды спектроскопиялық әдіспен анықтауға болады және көптеген дамыған жұлдыздарда өлшенген. Гелий ядросы қызыл алып бұтағында өсуін жалғастырады. Ол енді термодинамикалық тепе-теңдікте болмайды, яғни дегенеративті күйде немесе Шенберг-Чандрасекар шегінен жоғары болады, сондықтан температураның артуы сутегі қабығындағы термоядролық бірігу жылдамдығының өсуіне себеп болады. Жұлдыздың жарқырауы қызыл алып бұтағының ұшына қарай артады. Қызыл алып бұтағындағы жұлдыздардың барлығы дерлік бірдей ядролық массаға және жарқырауға ие, бірақ қызыл алыптардың массасы үлкен болған жағдайда, гелийдің термоядролық бірігуін осы нүктеге дейін тұтандыруға жеткілікті ыстық болуы мүмкін.

Көлденең сала

Күн массасының 0,6-дан 2,0-ға дейінгі аралығындағы жұлдыздардың гелий ядроларында, негізінен электрондық дегенерациялық қысыммен теңдестіріледі, гелий синтезі гелий жарқырауы арқылы бірнеше күн ішінде басталады. Көбірек массасы бар жұлдыздардың дегенерацияланбаған ядроларында гелий синтезі салыстырмалы түрде баяу және жарқыраусыз жүреді. Гелий жарқырауы кезінде бөлінетін ядролық қуат өте зор, бірнеше күнге Күннің сәуле шығару қабілетінен 108 есе артық. Дегенмен, энергия бастапқы дегенерацияланған ядроның жылулық кеңеюімен жұтылады, сондықтан жұлдыздың сыртынан байқауға болмайды. Ядроның кеңеюіне байланысты, үстіңгі қабаттардағы сутегі синтезі баяулап, жалпы энергияның өндірісі төмендейді. Жұлдыз қысылады, бірақ толыққанды негізгі тізбекке жете бермейді, және Герцшпрунг-Рассел диаграммасындағы көлденең тармаққа жылжып, радиусы біртіндеп кішірейеді және беттік температурасы артады. Гелий жарқырауынан өткен жұлдыздар көлденең тармақтың қызыл жағына қарай эволюциялайды, бірақ дегенерацияланған көміртегі-оттегі ядросын алғанша және гелий қабығын жаққанша жоғары температураға көшпейді. Бұл жұлдыздар жиі шоғырдың түс-шама диаграммасында қызыл жұлдыздардың жиынтығы ретінде байқалады, қызыл алып жұлдыздардан ыстық және аз жарқырады. Үлкен гелий ядролары бар жоғары массалы жұлдыздар көлденең тармақ бойымен жоғары температураға қарай жылжиды, кейбіреулері сары тұрақсыздық жолағындағы тұрақсыз пульсациялық жұлдыздарға (RR Lyrae айнымалыларына) айналады, ал кейбіреулері тіпті ыстықтап, көлденең тармаққа көк құйрық немесе көк ілгек түзеді. Көлденең тармақтың морфологиясы металдық заттардың мөлшері, жасы және гелийдің құрамы сияқты параметрлерге байланысты, бірақ нақты егжей-тегжейлер әлі де модельделуде.

Асимптотикалық-гигант-тағала фазасы

Жұлдыз ядродағы гелийді толық пайдаланғаннан кейін, сутегі мен гелийдің қосылуы ыстық көміртек және оттегі ядросының айналасындағы қабықшаларда жалғасады. Жұлдыз Герцспрунг-Рассел диаграммасындағы асимптотикалық алып тармақ бойынша қозғалады, бұл бастапқы қызыл алып эволюциясына параллель, бірақ энергия өндірісі одан да жылдам (бірақ қысқа мерзімге). Гелий қабықта жанып тұрса да, энергияның көп бөлігі жұлдыз ядросынан алыс орналасқан қабықта сутегінің жануынан түзіледі. Сутегін жаққан қабықшалардан гелий жұлдыздың ортасына қарай түседі және гелий қабықшасынан шығатын энергия уақыт-уақытпен күрт артады. Бұл жылу импульсі деп аталады, және олар асимптотикалық алып тармақ фазасының соңында, кейде тіпті асимптотикалық алып тармақтан кейінгі фазада да пайда болады. Жұлдыздың массасы мен құрамына байланысты, бірнешеден жүздегенге дейін жылу импульстері болуы мүмкін. Асимптотикалық алып тармақтың өрлеу кезеңінде терең конвекциялық аймақ пайда болып, көміртек ядродан бетке жеткізе алады. Бұл екінші суару деп аталады, ал кейбір жұлдыздарда үшінші суару да болуы мүмкін. Осылайша көміртек жұлдызы пайда болады, ол өте салқын және күңгірт жұлдыз, оның спектрінде күшті көміртек сызықтары байқалады. Ыстық түбін жағу деп аталатын процесс көміртекты оттегі мен азотқа айналдыруы мүмкін, бұл оның бетке шығуына бөгет жасайды, ал осы процестердің өзара әрекеттесуі белгілі бір шоғырлардағы көміртек жұлдыздарының байқалатын жарықтылығы мен спектрлерін анықтайды. Асимптотикалық алып тармақ жұлдыздарының тағы бір белгілі класы – Мира айнымалылары, олар ондағаннан жүздеген күнге дейін анықталған кезеңдермен және шамамен 10 шамаға дейінгі үлкен амплитудамен (көрнекі жарықтылықтың жалпы өзгеруі одан да аз) пульсация жасайды. Көлемді жұлдыздарда жұлдыздардың жарықтылығы артады және пульсация кезеңі ұзарады, бұл масса жоғалуына әкеледі, ал жұлдыздар визуалды толқын ұзындығында айқын емес болады. Бұл жұлдыздарды инфрақызыл сәуледе пульсация жасайтын және OH мазер белсенділігін көрсететін OH/IR жұлдыздары ретінде байқауға болады. Бұл жұлдыздар көміртек жұлдыздарынан айырмашылығы, оттегіге бай, бірақ екеуі де суару арқылы пайда болады.

After a star has consumed the helium at the core, hydrogen and helium fusion continues in shells around a hot core of carbon and oxygen. The star follows the asymptotic giant branch on the Hertzsprung–Russell diagram, paralleling the original red giant evolution, but with even faster energy generation (which lasts for a shorter time). Although helium is being burnt in a shell, the majority of the energy is produced by hydrogen burning in a shell further from the core of the star. Helium from these hydrogen burning shells drops towards the center of the star and periodically the energy output from the helium shell increases dramatically. This is known as a thermal pulse and they occur towards the end of the asymptotic giant branch phase, sometimes even into the post asymptotic giant branch phase. Depending on mass and composition, there may be several to hundreds of thermal pulses. There is a phase on the ascent of the asymptotic giant branch where a deep convective zone forms and can bring carbon from the core to the surface. This is known as the second dredge up, and in some stars there may even be a third dredge up. In this way a carbon star is formed, very cool and strongly reddened stars showing strong carbon lines in their spectra. A process known as hot bottom burning may convert carbon into oxygen and nitrogen before it can be dredged to the surface, and the interaction between these processes determines the observed luminosities and spectra of carbon stars in particular clusters. Another well known class of asymptotic giant branch stars is the Mira variables, which pulsate with well defined periods of tens to hundreds of days and large amplitudes up to about 10 magnitudes (in the visual, total luminosity changes by a much smaller amount). In more massive stars the stars become more luminous and the pulsation period is longer, leading to enhanced mass loss, and the stars become heavily obscured at visual wavelengths. These stars can be observed as OH/IR stars, pulsating in the infrared and showing OH maser activity. These stars are clearly oxygen rich, in contrast to the carbon stars, but both must be produced by dredge ups.

АГБ-дан кейінгі

Бұл орташа жұлдыздар ақырында асимптотикалық алып тармақтың шегіне жетеді және қабықтап жану үшін отын қалмайды. Олар толыққанды көміртекті қосылысын бастауға жеткіліксіз массаға ие, сондықтан қайтадан жирылып, асимптотикалық алып тармақтан кейінгі күшті жел кезеңінен өтеді, нәтижесінде өте ыстық орталық жұлдызы бар планеталық тұмандық пайда болады. Содан кейін орталық жұлдыз ақ ерге дейін салқындайды. Құрамында жұлдыз ішінде пайда болған ауыр элементтерге бай газ шығарылады және жұлдыздың типіне байланысты, әсіресе оттегіге немесе көміртегіне қанығуы мүмкін. Газ жұлдызды қоршаған қабық деп аталатын кеңейіп жатқан қабықта жиналады және жұлдыздан алшақтап бара жатқанда салқындайды, бұл шаң бөлшектері мен молекулалардың пайда болуына жағдай жасайды. Орталық жұлдыздан түсетін жоғары инфрақызыл энергия бұл жұлдызды қоршаған қабықта мазерді қоздыру үшін қолайлы жағдайлар тудырады. Асимптотикалық алып тармақ эволюциясы басталғаннан кейін жылу импульстары пайда болуы мүмкін, бұл "қайта туған" асимптотикалық алып тармақ жұлдыздары деп аталатын ерекше және жақсы түсінілмеген жұлдыздарға әкеледі. Бұлардың нәтижесінде шектен тыс көлденең тармақ жұлдыздары (субкарлик B жұлдыздары), сутегі тапшылығы бар асимптотикалық алып тармақтан кейінгі жұлдыздар, өзгермелі планеталық тұмандық орталық жұлдыздары және R Coronae Borealis айнымалылары пайда болуы мүмкін.

Үлкен жұлдыздар

Үлкен жұлдыздарда, сутегін жандыру қабығы басталар кезде ядро жеткілікті үлкен болады, гелий тұтануы электронның дегенерациялық қысымы үстемдік таба алмас бұрын жүзеге асады. Сондықтан, бұл жұлдыздар кеңейіп, салқындағанда, олар кішкентай массалы жұлдыздар сияқты қатты жарқын болмайды; бірақ, олар негізгі тізбекте жарық болатын және өте жарқын супергиганттарға айналады. Олардың ядролары соншалық үлкен болады, олар электронның дегенерациялық қысымымен өздерін ұстай алмайды және соңында нейтронды жұлдызға немесе қара тесікке айналу үшін күйрейді.

Супергиганттардың эволюциясы

Өте ауыр жұлдыздар (шамамен -дан көп), өте жарық және осылайша өте жылдам жұлдыздық желге ие, сәулелену қысымына байланысты массасын тез жоғалтады, сондықтан олар қызыл супергиганттарға айналуға дейін кеңеймей, өздерінің қабықшаларын алып тастауға бейім болады және осылайша негізгі тізбектегі уақытынан бастап өте жоғары бет температурасын (және көк-ақ түсті) сақтайды. Қазіргі ұрпақтың ең үлкен жұлдыздарының сыртқы қабаттары ең жоғары сәулеленудің әсерінен таратылғандықтан пайда болды. Төмен массалы жұлдыздар әдетте сыртқы қабаттарын осылайша тез күйдірмейді, бірақ егер олар жеткілікті жақын қос жұлдыз жүйесінде болса, қызыл алып немесе қызыл супергигант болудан қашып құтылуы мүмкін. Бұл жұлдыздардың серігі жұлдыз кеңейгенде қабықшаны алып тастайды немесе егер конвекция ядродан бетке дейін жетсе, мұқият араласудан ядро мен қабықшаның бөлек болмауына әкеледі. Массалық жұлдыздың ядросы, сутегінен арылған аймақ ретінде анықталған, сутегінің ядродан тыс бірігуінен алынған материалды жинаған сайын қызып, тығыздалады. Жеткілікті массалы жұлдыздарда ядроның температурасы мен тығыздығы көміртек пен ауыр элементтерді альфа-процесс арқылы біріктіруге жеткілікті жоғары болады. Гелий бірігуінің соңында жұлдыздың ядросы негізінен көміртек пен оттегіден тұрады. Жұлдыздың массасы шамамен 500 М-ден асатын болса, көміртек тұтанады және неон, натрий және магний түзеді. Аз массалы жұлдыздар көміртекті жартылай тұтандыруы мүмкін, бірақ электрондық дегенерация басталғанға дейін көміртекті толық біріктіре алмайды, және олар ақырында оттегі-неон-магний ақ жұлдызына айналады. Толық көміртек бірігуінің нақты массалық шегі металл мөлшері және асимптотикалық алып тармағында жоғалған масса сияқты бірнеше факторларға байланысты, бірақ шамамен -қа жуық. Қызыл алыптар жарылмаса да, ертерек ядролық реакциялардың жанама реакцияларынан бөлінетін нейтрондарды пайдаланып, темірден ауыр элементтердің маңызды мөлшерін өндіре алады, бірақ мұндай реакцияларда өндірілген темірден ауыр элементтердің (және әсіресе, бірнеше тұрақты немесе ұзақ өмір сүретін изотоптары бар элементтердің белгілі бір изотоптарының) мөлшері суперновада өндірілгеннен өте өзгеше. Ешқайсысы жеке алғанда Күн жүйесінде табылған мөлшерге сәйкес келмейді, сондықтан ауыр элементтердің және олардың изотоптарының байқалған мөлшерін түсіндіру үшін суперновалар да, қызыл алыптардан элементтердің шығарылуы да қажет. Ядроның ыдырауынан қайтару материалына берілетін энергия ауыр элементтерді ғана емес, олардың қашқыш жылдамдығынан әлдеқайда жоғары жылдамдықпен үдетуді қамтамасыз етеді, осылайша Ib, Ic немесе II типті супернова тудырады. Осы энергияны түсіну қазіргі таңда толыққанды емес; Ib, Ic және II типті суперновалардың қазіргі компьютерлік модельдері энергияның бір бөлігін есепке алады, бірақ материалдың байқалған шығарылуын жасауға жеткілікті энергияны есептей алмайды. Алайда, нейтрино осцилляциялары энергия беру мәселесінде маңызды рөл атқара алады, өйткені олар нейтриноның белгілі бір дәміндегі энергияға ғана емес, сонымен қатар басқа да жалпы релятивистік әсерлер арқылы да әсер етеді. Двойной нейтронды жұлдыздардың массасы мен орбиталық параметрлерін талдаудан алынған кейбір деректер (олар екі мұндай супернованы қажет етеді) оттегі-неон-магний ядросының ыдырауы темір ядросының ыдырауынан пайда болған суперновадан байқалатын түрде (өлшемінен басқа жолдармен) ерекшеленетін супернованы тудыруы мүмкін екенін көрсетеді. Бүгіндегі ең ауыр жұлдыздар, олардың гравитациялық байланысу энергиясынан әлдеқайда жоғары энергиясы бар суперновамен толық жойылуы мүмкін. Бұл сирек оқиға, жұптың тұрақсыздығынан туындайды, қара тесік қалдырмайды. Әлемнің бұрынғы тарихында кейбір жұлдыздар бүгінгі ең үлкенінен де үлкен болған, және олар өмірінің соңында фотодизинтеграциядан кейін бірден қара тесікке құлап түседі.

Extremely massive stars (more than approximately ), which are very luminous and thus have very rapid stellar winds, lose mass so rapidly due to radiation pressure that they tend to strip off their own envelopes before they can expand to become red supergiants, and thus retain extremely high surface temperatures (and blue white color) from their main sequence time onwards. The largest stars of the current generation are about because the outer layers would be expelled by the extreme radiation. Although lower mass stars normally do not burn off their outer layers so rapidly, they can likewise avoid becoming red giants or red supergiants if they are in binary systems close enough so that the companion star strips off the envelope as it expands, or if they rotate rapidly enough so that convection extends all the way from the core to the surface, resulting in the absence of a separate core and envelope due to thorough mixing. The core of a massive star, defined as the region depleted of hydrogen, grows hotter and denser as it accretes material from the fusion of hydrogen outside the core. In sufficiently massive stars, the core reaches temperatures and densities high enough to fuse carbon and heavier elements via the alpha process. At the end of helium fusion, the core of a star consists primarily of carbon and oxygen. In stars heavier than about , the carbon ignites and fuses to form neon, sodium, and magnesium. Stars somewhat less massive may partially ignite carbon, but they are unable to fully fuse the carbon before electron degeneracy sets in, and these stars will eventually leave an oxygen neon magnesium white dwarf. The exact mass limit for full carbon burning depends on several factors such as metallicity and the detailed mass lost on the asymptotic giant branch, but is approximately Although non exploding red giants can produce significant quantities of elements heavier than iron using neutrons released in side reactions of earlier nuclear reactions, the abundance of elements heavier than iron (and in particular, of certain isotopes of elements that have multiple stable or long lived isotopes) produced in such reactions is quite different from that produced in a supernova. Neither abundance alone matches that found in the Solar System, so both supernovae and ejection of elements from red giants are required to explain the observed abundance of heavy elements and isotopes thereof. The energy transferred from collapse of the core to rebounding material not only generates heavy elements, but provides for their acceleration well beyond escape velocity, thus causing a Type Ib, Type Ic, or Type II supernova. Current understanding of this energy transfer is still not satisfactory; although current computer models of Type Ib, Type Ic, and Type II supernovae account for part of the energy transfer, they are not able to account for enough energy transfer to produce the observed ejection of material. However, neutrino oscillations may play an important role in the energy transfer problem as they not only affect the energy available in a particular flavour of neutrinos but also through other general relativistic effects on neutrinos. Some evidence gained from analysis of the mass and orbital parameters of binary neutron stars (which require two such supernovae) hints that the collapse of an oxygen neon magnesium core may produce a supernova that differs observably (in ways other than size) from a supernova produced by the collapse of an iron core. The most massive stars that exist today may be completely destroyed by a supernova with an energy greatly exceeding its gravitational binding energy. This rare event, caused by pair instability, leaves behind no black hole remnant. In the past history of the universe, some stars were even larger than the largest that exists today, and they would immediately collapse into a black hole at the end of their lives, due to photodisintegration.

Жұлдыз қалдықтары

Жұлдыз өмір бойындағы массасына қарай, отын қорын толық пайдаланғаннан кейін қалдықтары үш түрдің біріне айналуы мүмкін.

Ақ және қара жұлдыздар

Бұл жұлдыздың массасы шамамен Жер массасына тең болады. Ақ жұлдыздар тұрақты, себебі ауырлық күшінің ішкі тартылысына қарсы жұлдыздың электрондарының дегенерациялық қысымы теңестіріледі, бұл Паулидің тыйым салу принципінің салдары. Электрондық дегенерациялық қысым одан әрі сығылуға қарсы жұмсақ шек береді; демек, химиялық құрамы бірдей болғанда, массасы жоғары ақ жұлдыздардың көлемі кішідірек болады. Жануға отын қалмағандықтан, жұлдыз қалған жылуын миллиардтаған жылдар бойы ғарышқа сәулелендіреді. Ақ жұлдыз алғаш пайда болғанда өте ыстық болады, бетінде 100 000 К-ден жоғары, ал ішінде одан да ыстық. Ол соншалықты ыстық, алғашқы 10 миллион жылда энергиясының көп бөлігін нейтринолар түрінде жоғалтады және миллиард жылдан кейін энергиясының көп бөлігін жоғалтады. Ақ жұлдыздың химиялық құрамы оның массасына байланысты. Шамамен 8-12 күн массасына ие жұлдыз көміртекті синтездеп, магний, неон және басқа элементтердің азын қалыптастырады, нәтижесінде негізінен оттегі, неон және магнийден тұратын ақ жұлдыз пайда болады, егер ол Чандрасекар шегінен төмен түсу үшін жеткілікті массаны жоғалта алса (төменде қараңыз), және көміртектің жануы жұлдызды суперновада жарылмайынша болса. Күн массасына шамалас жұлдыз көміртекті синтездеуге қабілетсіз және негізінен көміртегі мен оттегінен тұратын ақ жұлдызды жасайды, сондай-ақ кейіннен оған зат қосылмаса, құлау үшін тым аз массаға ие болады (төменде қараңыз). Күн массасының жартысынан кем жұлдыз гелий синтезін (жоғарыда айтылғандай) тұтастыра алмайды және негізінен гелийден тұратын ақ жұлдызды жасайды. Соңында, тек суық, қара масса қалады, кейде оны қара жұлдыз деп атайды. Алайда, ғаламның жасы әлі қара жұлдыздардың пайда болуына жеткіліксіз. Егер ақ жұлдыздың массасы Чандрасекар шегінен асып кетсе, ол негізінен көміртегі, оттегі, неон және/немесе магнийден тұратын ақ жұлдыз үшін, электронды тұтқындауға байланысты электрондық дегенерациялық қысым сәтсіз аяқталады және жұлдыз құлайды. Химиялық құрамы мен орталық температурасына байланысты, бұл нейтрондық жұлдызға құлауға немесе көміртегі мен оттегінің қанағаттандырылмаған жануына әкеледі. Ауыр элементтер ядроның құлауын жалғастырады, себебі олар тұтану үшін жоғары температураны қажет етеді, себебі осы элементтерге электронды тұтқындау және олардың синтез өнімдері оңай; жоғары ядролық температуралар қанағаттандырылмаған ядролық реакцияны қолдайды, бұл ядроның құлауын тоқтатады және Ia типіндегі суперноваға әкеледі. Бұл суперновалар, тіпті соңғысы жалпы энергияны көбірек босатып жіберсе де, массивті жұлдыздың өлімін белгілейтін II типіндегі суперновадан бірнеше есе жарық болуы мүмкін. Бұл құлаудың тұрақсыздығы ақ жұлдыздың шамадан тыс массаға ие болмайтынын білдіреді (жоғары жылдамдықпен айналатын ақ жұлдыздар үшін шағын ерекшелік болуы мүмкін, олардың айналуынан туындаған центробестік күші олардың материясының салмағына ішінара қарсы әрекет етеді). Бинарлық жүйедегі массаның ауысуы бастапқыда тұрақты ақ жұлдыздың Чандрасекар шегінен асып кетуіне себеп болуы мүмкін. Егер ақ жұлдыз басқа жұлдызбен тығыз бинарлық жүйе құраса, үлкен серіктің сутегі ақ жұлдыздың айналасында және бетіне жиналып, бетінде қанағаттандырылмаған реакция кезінде тұтануға жеткілікті ыстыққа ие болғанша жинақталуы мүмкін, бірақ ақ жұлдыз Чандрасекар шегінен төмен қалады. Мұндай жарылыс "нова" деп аталады.

For a star of , the resulting white dwarf is of about , compressed into approximately the volume of the Earth. White dwarfs are stable because the inward pull of gravity is balanced by the degeneracy pressure of the star's electrons, a consequence of the Pauli exclusion principle. Electron degeneracy pressure provides a rather soft limit against further compression; therefore, for a given chemical composition, white dwarfs of higher mass have a smaller volume. With no fuel left to burn, the star radiates its remaining heat into space for billions of years. A white dwarf is very hot when it first forms, more than 100,000 K at the surface and even hotter in its interior. It is so hot that a lot of its energy is lost in the form of neutrinos for the first 10 million years of its existence and will have lost most of its energy after a billion years. The chemical composition of the white dwarf depends upon its mass. A star that has a mass of about 8 12 solar masses will ignite carbon fusion to form magnesium, neon, and smaller amounts of other elements, resulting in a white dwarf composed chiefly of oxygen, neon, and magnesium, provided that it can lose enough mass to get below the Chandrasekhar limit (see below), and provided that the ignition of carbon is not so violent as to blow the star apart in a supernova. A star of mass on the order of magnitude of the Sun will be unable to ignite carbon fusion, and will produce a white dwarf composed chiefly of carbon and oxygen, and of mass too low to collapse unless matter is added to it later (see below). A star of less than about half the mass of the Sun will be unable to ignite helium fusion (as noted earlier), and will produce a white dwarf composed chiefly of helium. In the end, all that remains is a cold dark mass sometimes called a black dwarf. However, the universe is not old enough for any black dwarfs to exist yet. If the white dwarf's mass increases above the Chandrasekhar limit, which is for a white dwarf composed chiefly of carbon, oxygen, neon, and/or magnesium, then electron degeneracy pressure fails due to electron capture and the star collapses. Depending upon the chemical composition and pre collapse temperature in the center, this will lead either to collapse into a neutron star or runaway ignition of carbon and oxygen. Heavier elements favor continued core collapse, because they require a higher temperature to ignite, because electron capture onto these elements and their fusion products is easier; higher core temperatures favor runaway nuclear reaction, which halts core collapse and leads to a Type Ia supernova. These supernovae may be many times brighter than the Type II supernova marking the death of a massive star, even though the latter has the greater total energy release. This instability to collapse means that no white dwarf more massive than approximately can exist (with a possible minor exception for very rapidly spinning white dwarfs, whose centrifugal force due to rotation partially counteracts the weight of their matter). Mass transfer in a binary system may cause an initially stable white dwarf to surpass the Chandrasekhar limit. If a white dwarf forms a close binary system with another star, hydrogen from the larger companion may accrete around and onto a white dwarf until it gets hot enough to fuse in a runaway reaction at its surface, although the white dwarf remains below the Chandrasekhar limit. Such an explosion is termed a nova.

Нейтронды жұлдыздар

Әдетте атомдар көлем бойынша көбінесе электронды бұлттардан тұрады, ал олардың ортасында өте тығыз ядролар орналасқан (пропорционалды түрде, егер атомдар футбол стадионының мөлшерінде болса, олардың ядролары шаң кенесінің мөлшерінде болар еді). Жұлдыз ядросы құлаған кезде, қысым электрондар мен протондарды электронды ұстау арқылы біріктіреді. Ядроларды бір-бірінен бөліп тұратын электрондарсыз, нейтрондар тығыз шарға (кейбір жағынан алып атом ядросына ұқсас) құлайды, үстінде жұқа дегенерацияланған материя қабаты (негізінен кейіннен басқа құрамдағы материя қосылмаса, темір) болады. Нейтрондар Паулидің қанағаттандырылмау принципі арқылы, электронның дегенерациялық қысымына ұқсас, бірақ күштірек қысылуға қарсы тұрады. Нейтронды жұлдыздар деп аталатын бұл жұлдыздар өте кішкентай – радиусы шамамен 10 км, үлкен қаладан аспайды және өте тығыз. Жұлдыздар қысқарғанда (бұрыштық импульстің сақталуына байланысты) олардың айналу периоды күрт қысқарады; байқалған нейтронды жұлдыздардың айналу периоды шамамен 1,5 миллисекундтан (секундына 600-ден астам айналым) бірнеше секундқа дейін өзгереді. Бұл жылдам айналатын жұлдыздардың магниттік полюстері Жермен бір бағытта келгенде, біз әрбір айналымда сәулелену импульсін байқаймыз. Мұндай нейтронды жұлдыздар пульсарлар деп аталады және олар алғаш рет ашылған нейтронды жұлдыздар болды. Пульсарлардан анықталатын электромагниттік сәулелену көбінесе радио толқындар түрінде болады, бірақ пульсарлар көрінетін, рентген және гамма сәулелерінде де анықталған.

Қара тесіктер

Егер жұлдыз қалдықтарының массасы жеткілікті болса, нейтрондық дегенерациялық қысым Шварцшильд радиусынан төмен құлдырауды тоқтатуға жеткіліксіз болады. Сөйтіп, жұлдыз қалдықтары қара тесікке айналады. Бұл оқиғаның болатын массасы нақты белгісіз, бірақ қазіргі есептеулерге сәйкес 2 мен 2 аралығында деп саналады. Қара тесіктер жалпы салыстырмалылық теориясымен болжанады. Классикалық жалпы салыстырмалылық теориясы бойынша, ешқандай материя немесе ақпарат қара тесіктің ішкі кеңістігінен сыртқы бақылаушыға өте алмайды, бірақ кванттық эффектілер осы қатаң ережеден ауытқуға мүмкіндік беруі мүмкін. Әлемдегі қара тесіктердің болуы теориялық және астрономиялық бақылаулар арқылы жақсы расталады. Супернованың ядролық құлдырау механизмі қазірге дейін толыққанды түсіндірілмегендіктен, жұлдыздың көзге көрінетін супернова тудырмай тікелей қара тесікке құлдырауы мүмкін бе, әлде кейбір суперновалар алдымен тұрақсыз нейтронды жұлдыздар құрып, содан кейін қара тесікке құлдырай ма деген мәселе әлі де ашық. Жұлдыздың бастапқы массасы мен соңғы қалдық арасындағы нақты байланыс та толыққанды анықталған жоқ. Осы беймәлімдіктерді жою үшін тағы да суперновалар мен олардың қалдықтарын зерттеу қажет.

Модельдер

Жұлдыздық эволюциялық модель – жұлдыздың қалыптасуынан бастап қалдыққа айналғанға дейінгі эволюциялық кезеңдерін есептеуге қолданылатын математикалық модель. Жұлдыздың массасы мен химиялық құрамы бастапқы мәліметтер ретінде пайдаланылады, ал жарқырауы мен беткі температурасы – жалғыз шектеулер. Модельдегі формулалар жұлдыз туралы физикалық түсініктерге негізделген, көбінесе гидростатикалық тепе-теңдік қағидасы қолданылады. Содан кейін жұлдыздың уақыт өте қалай өзгеретінін анықтау үшін күрделі компьютерлік есептеулер жасалады, нәтижесінде Герцшпрунг-Рассел диаграммасында жұлдыздың эволюциялық жолын анықтауға және басқа да өзгеріп отыратын қасиеттерін білуге мүмкіндік беретін деректер тізімі құрылады. Дәл модельдер жұлдыздың физикалық қасиеттерін осыған ұқсас эволюциялық жолмен дамыған жұлдыздармен салыстыру арқылы оның қазіргі жасын анықтауға пайдаланылуы мүмкін.