49. Конечная стадия эволюции звёзд. Белые карлики. Сверхновые звёзды. Сверхновые типа IaиIiНейтронные звёзды. Пульсары.

Белые карлики

• В звёздах с 0,8 Мсолнца<M < 8 Mсолнца ядерное горение заканчивается после образования углеродного 12C с примесью кислорода 16О звёздного ядра массой около 1 Мсолнца. После сброса всей оболочки, окружающей это ядро, оно превращается в «мёртвую» звезду – белый карлик. Плотность вещества в белых карликах чрезвычайно высока и составляет – г/см3. При таких плотностях электронные оболочки атомов разрушаются ивещество представляет собой электронно-ядерную плазму, причём её электронная составляющая представляет собой вырожденный электронный газ.Медленно остывая, белые карлики постепенно излучают запасённую в их недрах тепловую энергию, т.е. энергию обычных тепловых движений невырожденных атомных ядер.Предельная масса белого карлика определяется пределом Чандрасекара MЧ = 1,46 Мсолнца.При М >MЧ белый карлик вообще не может существовать как устойчивый объект, т.к. сила

давления вырожденного газа оказывается неспособной противостоять гравитации, и звезда

должна быстро сжиматься.

Сверхновые типа Iа

Сверхновыми называют звёзды, внезапно увеличивающие свою светимость в десятки миллионов раз и в максимуме достигающие абсолютной звёздной величины от –14 до –21^m, что иногда превышает Светимость всей материнской галактики.Сверхновая звезда типа Іа– это термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в углеродно-кислородном ядре звезды. Их предшественниками являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара. При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. При достижении температуры порядка 10⁸K, начинается термоядерное поджигание углеродно-кислородной смеси. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии.

Сверхновые типа II

В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. Если масса звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра.В некоторый момент из-за давления в ядре, внутри ядра протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино, так что ядро звезды сжимается и охлаждается. Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Потом происходит распространяющаяся наружу ударная волна оболочки. При этом выделяется достаточная энергия для сброса оболочки сверхновой с большой скоростью.

Нейтронные звёзды

Массивные (М > 10 Mсолнца) звёзды проходят эволюционный путь горения вплоть до образования звёздного ядра из самого стабильного элемента ⁵⁶Fe. В таком ядре выделение ядерной энергии невозможно, рост давления не компенсирует рост сил тяготения и медленное квазистатическое сжатие сменяется быстрым коллапсом – происходит потеря гидродинамической устойчивости и взрыв сверхновой звезды.При быстром сжатии до плотности, близкой к плотности вещества в атомном ядре, выделяется огромное количество гравитационной энергии – примерно в 20 раз больше, чем за всё время ядерной эволюции, длящейся десятки млн. лет.После взрыва и сброса оболочки образуется остаток в виде нейтронной звезды – второй тип «мёртвых» звёзд.

Нейтронная звезда – это один из конечных продуктов эволюции звёзд, состоит из нейтронной сердцевины и тонкой коры вырожденного вещества с преобладанием ядер железа и никеля. Нейтронные звёзды имеют очень малый размер — 20—30 км в диаметре, поэтому средняя плотность вещества такой звезды порядка плотности атомного ядра 2,8×10¹⁵г/см³. Массы большинства известных нейтронных звёзд близки к 1,4 массы Солнца, что равно значению предела Чандрасекара

Пульсары

Длительность отдельного импульса у пульсаров составляет от нескольких миллисекунд до нескольких десятых долей секунды. Резкость импульсов и необычайная правильность их повторений позволяют с очень большой точностью определить периоды пульсаций. Периоды известных пульсаров заключены в пределах от 0,0015 до 4,3 с. Пульсары принадлежат нашей Галактике и концентрируются в её плоскости. При сжатии до размеров нейтронной звезды её вращение, в силу закона сохранения момента импульса, ускоряется до нескольких сотен оборотов в секунду. Промежуток временимежду последовательными импульсами равен периоду вращения нейтронной звезды. Эффект пульсара объясняется периодическим прохождением через наблюдателя узконаправленного конуса излучения, формирующегося вблизи поверхности вращающейся нейтронной звезды с сильным магнитным полем.