<<
>>

Звезды массой около 100 М©

Причиной гибели звезд с начальной массой около 100М® служит не фотодиссоциация ядер железа, а превращение наиболее энергичных фотонов в электроны и позитроны: у -gt; е+ + е". Распад у-кванта может происходить лишь в окрестности атомного ядра, которому передается часть импульса и кинетической энергии фотона.

Этот процесс играет заметную роль при температуре Тgt; 109К, однако эффективность рождения электрон-позитронных пар уменьшается при высоких плотностях, когда начинается вырождение электронного газа. Причина в том, что в невырожденном газе для рождения пары фотону достаточно иметь энергию чуть больше, чем 2шес2, но в вырожденном газе этого не хватает: все нижние энергетические уровни уже заняты, поэтому новорожденный электрон должен иметь достаточно большую кинетическую энергию.

Когда в центральных областях самых массивных звезд температура достигает 109 К, газ электронов еще не вырожден, поэтому именно в таких звездах рождение электрон-позитронных пар играет важную роль. На образование пар затрачивается тепловая энергия, поэтому, как и в случае фотодиссоциации железа, упругость газа уменьшается, и давление газа перестает компенсировать силу гравитации. Центральные области звезды начинают быстро сжиматься, а их температура резко возрастает. К моменту потери устойчивости в центральных областях звезды водород уже превратился в гелий, а тот, в свою очередь, — сначала в углерод, а затем в кислород. Резкое повышение температуры «поджигает» кислород, и происходит термоядерный взрыв, который полностью разрушает звезду, разбрасывая ее вещест-

Рис. 5.28. Массивная звезда ц Киля (ц Саг) в окружении выброшенного ею вещества, образующего туманность «Гомункулус» в форме земляного ореха. Сама звезда почти полностью скрыта внутри туманности.

Внешнее сияние обусловлено ранее выброшенным веществом, возбужденным последним взрывом звезды.

Фото: «Хаббл», NASA.

во в окружающее пространство и не сохраняя ее плотного ядра. Таков наиболее популярный у теоретиков сценарий гибели самых массивных звезд.

Впрочем, картина их гибели может оказаться и более сложной. В недавно опубликованных работах рассматривается возможность того, что термоядерный взрыв в центре звезды вначале не полностью разрушает звезду, а лишь сбрасывает небольшую часть ее оболочки — около 10% полной массы звезды. После этого гидростатическое равновесие звезды восстанавливается, однако примерно через тысячу лет оно вновь нарушается, происходит новый взрыв, и так может повторяться несколько раз, пока звезда не разрушится полностью.

Расчеты, на которых основана эта гипотеза, еще предстоит проверить, но нужно отметить, что звезда ц Киля, которая считается одной из самых массивных звезд нашей Галактики (120 М®), по-видимому, около тысячи лет назад сбросила часть своей оболочки со скоростью несколько тысяч километров в секунду. В первой половине XIX в. ее яркость вновь резко возросла, и в 1843 г. видимый блеск звезды достиг -1Ш, т. е. она стала второй по яркости после Сириуса звездой на земном небе. А спустя несколько десятков лет ее блеск упал до 7Ш. Все это время звезда интенсивно выбрасывала вещество со скоростью около 500 км/с, и сейчас она окружена туманностью, получившей прозвище «Гомункулус». Масса этой туманности в несколько раз больше массы Солнца, т. е. средний темп потери массы в период повышения яркости звезды превышал 0,01 М®/год. Есть основания полагать, что г\ Киля — двойная звезда, и это обстоятельство объясняет, почему туманность «Гомункулус» имеет не сферическую, а осесимметричную форму. Пока не ясно, насколько велика роль спутника в наблюдаемых нестационарных процессах, но в любом случае не приходится сомневаться, что ц Киля находится на краю гибели, и в течение ближайшего миллиона лет, а может быть, значительно раньше в созвездии Киль вспыхнет сверхновая, которую можно будет наблюдать даже днем.

Какова наибольшая масса звезды? Ответа на этот вопрос пока нет. До сих пор астрономам не удалось обнаружить звезду, масса которой превысила бы 150М®. Причина этого может быть в том, что такие звезды рождаются очень редко и живут сравнительно недолго, так что нам просто не повезло: в Галактике таких звезд в нашу эпоху нет. Однако не исключено, что звезды с Мgt; 150 М® вообще не формируются, поскольку протозвезда по мере роста своей массы так сильно увеличивает свою светимость, что давление излучения останавливает аккрецию вещества из оболочки на зародыш звезды после достижения им некоторого максимального значения массы. Остановить аккрецию может не только давление света, но и ветер, «дующий» с поверхности аккреционного диска, интенсивность которого, как показывают наблюдения, тем выше, чем больше масса протозвезды. 

<< | >>
Источник: В. Г. Сурдин. Звёзды. 2009

Еще по теме Звезды массой около 100 М©:

  1. «Одиночные» звезды Вольфа—Райе
  2. ВЗВЕШИВАНИЕ ЗВЕЗД
  3. АНАТОМИЯ ЗВЕЗДЫ
  4. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
  5. НЕКОТОРЫЕ ПОЛУЧЕННЫЕ ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ ДОКАЗАТЕЛЬСТВА ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД
  6. История звезды с массой в 7 раз больше солнечной
  7. Пульсирующие звезды
  8. Звезды рождаются и сегодня
  9. Рождение звезд в природе
  10. Разнообразие параметров звезд
  11. Рождение звезд
  12. Молодые звезды
  13. 5.2.4. Почему звезда не взрывается?
  14. 5.2.7. Звезды массой от 0,5 М0 до (8-10) М0
  15. Звезды массой от (8-10) М© до 100 М©
  16. Звезды массой около 100 М©
  17. Диаграмма «цвет — светимость» звезд в скоплениях
  18. Нейтронные звезды
  19. Эволюция центральных звезд планетарных туманностей
  20. Сверхновые из самых массивных звезд