Gwiezdna ewolucja dla dużych gwiazd

This is the translation. The original web-page (oryginalna strona): https://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/large.html

David Taylor

Czerwone Krasnale Wszędzie

Przypadkowe spojrzenie na ciąg główny na diagramie H-R (Rysunek 1 na stronie ewolucji Słońca) może prowadzić do przekonania, że ​​gwiazdy są równomiernie rozmieszczone wzdłuż niej, ale tak nie jest. Gwiazdy powstają, gdy międzygwiazdowe obłoki gazu zapadają się i rozpadają, a prawda jest taka, że ​​małe fragmenty są znacznie częstsze niż duże. Nawet jeśli masz duży fragment, poszarpany kształt i nierównomierne rozmieszczenie pyłu większości z nich oznaczają, że kurczą się jako jeden obiekt tylko przez tak długi czas, a następnie rozpadają się na mniejsze obłoki. (Wodór i hel emitują ciepło bardzo nieefektywnie. Dotyczy to większości gazów, dlatego powietrze jest tak dobrym izolatorem i jest stosowane w oknach termopanelowych itp. Pył emituje ciepło znacznie lepiej, więc zakurzone części chmur międzygwiazdowych mogą się ochłodzić i zapada się szybciej.) Słońce znajduje się pośrodku diagramu HR iw tym sensie jest gwiazdą „przeciętną”. Ale jeśli zrobimy spis wszystkich gwiazd w naszej galaktyce, okaże się, że większość z nich to czerwone karły o masie mniejszej niż połowa masy Słońca i mniej niż 10% jego jasności. Słońce może mieć „przeciętną” pozycję na diagramie H-R, ale jest jaśniejsze niż około 90% gwiazd w Drodze Mlecznej. Małe, przyćmione czerwone gwiazdki są bardzo powszechne; wszystko inne nie jest.1

Jednak nigdy nie dowiesz się tego, patrząc w niebo. Praktycznie każda gwiazda, którą można zobaczyć gołym okiem, jest albo bardzo młodą, gorącą, jasną, masywną gwiazdą, albo gwiazdą o średniej masie w zaawansowanym stadium ewolucji, czy to olbrzym czy podolbrzym. Dzieje się tak dlatego, że są jasne i można je zobaczyć, a nie dlatego, że jest ich wiele. Zdecydowanie częściej występują małe, słabe czerwone gwiazdki, ale nie widać ich gołym okiem. Czerwonego karła najbliżej Ziemi odkryto dopiero w 1917 roku.

Gwiazdy, które są mniej masywne lub tylko kilka razy masywniejsze niż Słońce ewoluują tak jak Słońce. Są różnice w szczegółach, ale one nas tutaj nie dotyczą. To, co nas interesuje, to gwiazdy, które zdecydowanie nie ewoluują jak Słońce: te rzadkie obiekty na dalekim górnym końcu ciągu głównego, które mają masy co najmniej dziewięć razy większe od masy Słońca. Gwiazdy te stanowią tylko około 0,3% wszystkich gwiazd, ale jak zobaczymy, są one ważne poza ich liczbą.

Duże gwiazdy ewoluują jak Słońce przez pierwszą część swojego życia, z jedną różnicą. Reakcje jądrowe są bardzo wrażliwe na temperaturę, więc nawet niewielki wzrost ciśnienia i temperatury prowadzi do dużego wzrostu szybkości spalania jądrowego. Syriusz, najjaśniejsza gwiazda na nocnym niebie Ziemi, jest około 23 razy jaśniejsza od Słońca, ale jest tylko dwa razy masywniejsza. Naprawdę masywne gwiazdy, te o masie 20 Słońca i więcej, mogą świecić z jasnością 160 000 razy większą od jasności Słońca. Prosta arytmetyka mówi, że jeśli zwiększysz zużycie paliwa (produkcję energii) gwiazdy o setki lub tysiące razy w porównaniu ze Słońcem, ale tylko nieznacznie zwiększysz jej masę, to zabraknie jej paliwa setki razy szybciej niż Słońce.
I tak właśnie się dzieje. Słońce pozostanie na głównej sekwencji przez ponad dziesięć miliardów lat. Olbrzymy z górnego końca ciągu głównego pozostają na nim przez co najwyżej pięćdziesiąt milionów lat, a niektóre krócej niż pięć milionów. (Dla kontrastu, przyćmiony czerwony żar na dole ciągu głównego spala swoje paliwo tak wolno, że oczekuje się, że niektóre z nich pozostaną w ciągu głównym przez biliony lat! Nasza wiedza o tym, jak ekstremalnie małe gwiazdy ewoluują po opuszczeniu ciągu głównego ciąg pochodzi w całości z obliczeń, ponieważ Wszechświat nie jest wystarczająco stary, aby którykolwiek z nich faktycznie opuścił ciąg główny.)
Jednak poza kwestią czasu, duże gwiazdy ewoluują jak Słońce, aż do momentu, w którym Słońce przechodzi błysk helu. Duże gwiazdy płoną tak gorąco, że mogą osiągnąć temperaturę fuzji helu, zanim jądro zacznie się degenerować elektronowo. Tak więc spalanie helu w dużych gwiazdach ma miejsce w normalnej materii, która może rozszerzać się i ochładzać w trakcie spalania helu, więc nie doświadczają one uciekającego „błysku”, jaki dozna Słońce. W przeciwieństwie do Słońca, płynnie przesuwają się w dół w jasności tylko w niewielkim stopniu, przyjmując układ podwójnej powłoki gwiazdy „głównego ciągu helowego” (rdzeń węglowy, powłoka spalająca hel, powłoka spalająca wodór). Nie doznają nagłego, 98% załamania się ich promienia i jasności, tak jak zrobi to Słońce.
Wtedy sprawy zaczynają się komplikować.
Na tym etapie ewolucji mniejsze gwiazdy, takie jak Słońce, po prostu rozszerzają się, aż ich zewnętrzna atmosfera się rozszerza, a wszystko, co pozostaje, to biały karzeł składający się głównie z węgla i tlenu. (Z tego powodu takie karły są często nazywane gwiazdami CO.) Słońce nie jest wystarczająco masywne, aby wywołać fuzję węgla. Ale duże gwiazdy są i zaledwie kilka milionów lat po zapaleniu helu i chociaż nadal są dobrze w fazie czerwonego olbrzyma, zapalają swój węgiel i przesuwają się w układ potrójnej powłoki.
Węgiel stapia się w mieszaninę tlenu, neonu i magnezu, więc można sobie wyobrazić, że punktem końcowym dużej gwiazdy może być piękna mgławica planetarna, taka jak Słońce, z wyjątkiem oświetlenia białego karła ONM (tlen-neon-magnez) to raczej niż karzeł tlenowo-węglowy. W rzeczywistości wiadomo, że białe karły ONM istnieją – ale są one dość rzadkie. Szczegóły fizyki jądrowej są takie, że jeśli gwiazda jest wystarczająco masywna, aby stopić węgiel (około pięciu mas Słońca), to jest prawie wystarczająco masywna, aby stopić jakiekolwiek paliwo jądrowe (około dziewięciu mas Słońca). Tak więc tylko sporadyczne gwiazdy, których masa mieści się w stosunkowo wąskim przedziale od pięciu do dziewięciu mas Słońca, mogą skończyć jako biały karzeł ONM.2 Większość gwiazd łączących się z węglem po prostu toczy się naprzód, łącząc jeden pierwiastek za drugim.
Kiedy duża gwiazda (masa > 9 Słońca) przechodzi obok syntezy helu, jej wnętrze przechodzi serię szybkich zapłonów różnych paliw jądrowych, z których każde płonie w swojej własnej powłoce. Za mniej niż 10 000 lat gwiazda przechodzi z układu dwupowłokowego, takiego jak Słońce, do oszałamiającej struktury wielopowłokowej, takiej jak cebula. Szczegóły nie są krytyczne dla naszej dyskusji, ale podsumowanie tego, jak wygląda wnętrze dużej gwiazdy pod koniec jest zabawne (patrz Tabela I).
Tabela I – Struktura powłoki dużej gwiazdy
Powłoka (lub warstwa) Główny element Co to robi
Powierzchnia wodór nic
Pierwsza powłoka wodór spalanie do helu
Druga Powłoka hel spalanie na węgiel
Trzecia Powłoka węgiel spalanie na tlen, neon, magnez
Czwarta powłoka neon spalanie na tlen, magnez
Piąta Powłoka tlen spalanie na siarkę, krzem
Szósta Powłoka magnez spalanie na siarkę, krzem
Siódma Powłoka krzem spalanie na żelazo
Rdzeń żelazo nic

Każda powłoka w gwieździe pali się znacznie szybciej niż ta nad nią, głównie dlatego, że pali się w wyższej temperaturze. Jednak, ponieważ wydajność energetyczna z syntezy jądrowej spada wraz ze wzrostem masy jąder, muszle dostarczają coraz mniej energii, aż w końcu, gdy masywny czerwony nadolbrzym osiągnie żelazo, całkowicie przestają generować energię. Problemem dla nadolbrzyma w tym momencie nie jest nieodpowiednia temperatura i ciśnienie w jądrze, jak miało to miejsce w przypadku fuzji Słońca i węgla. Problem polega na tym, że czerwony nadolbrzym nie może łączyć żelaza, ponieważ żelazo nie może się łączyć.

Zauważyłem wcześniej, że są dwa sposoby w celu uzyskania energii jądrowej: przez stapianie lekkich pierwiastków w cięższe lub przez rozszczepianie ciężkich pierwiastków w lżejsze. Innymi słowy, w obu kierunkach zbliżasz się do środka układu okresowego pierwiastków. Zdrowy rozsądek podpowiada, że ​​te trendy gdzieś muszą się spotkać i tak się dzieje: u żelaza. W świecie energii jądrowej żelazo leży w najniższej części najniższej doliny. Zawsze musisz dodać energię do jądra żelaza, aby wydostać się z doliny i zmienić go w jakikolwiek inny pierwiastek. W zasadzie każdy pierwiastek poniżej żelaza (żelazo jest pierwiastkiem nr 26) może być stopiony w celu uwolnienia energii, a każdy pierwiastek powyżej może zostać rozszczepiony, aby uwolnić energię. Ale samo żelazo nie może wyzwolić energii: jest jądrowym odpowiednikiem hałdy żużla. Rysunek po prawej to wykres „doliny nuklearnej”, który pokazuje, ile energii jądrowej jest potencjalnie dostępne ze wszystkich pierwiastków. Ruch w dół uwalnia energię; poruszanie się w górę wymaga dodania energii.

Tak więc żelazne jądro w centrum czerwonego nadolbrzyma jest końcem linii. Bez źródła energii jądrowej do utrzymania równowagi wszystko, co może zrobić rdzeń, to skurczyć się. Fuzja krzemu w siódmej powłoce daje bardzo mało energii w porównaniu z innymi procesami stapiania, więc krzemowa powłoka musi palić się niezwykle szybko, aby podtrzymać warstwy nad nią. To, plus żarłoczne zużycie paliwa czerwonego nadolbrzyma (na tym etapie może z łatwością świecić od 150 000 do 500 000 razy jaśniej niż Słońce) powoduje, że żelazny rdzeń rośnie w zawrotnym tempie. W ciągu zaledwie jednego dnia(!) po zapłonie spalania krzemu, żelazne jądro zaczyna zapadać się do stanu zdegenerowanego elektronu i skutecznie staje się niezwykle szybko rosnącym białym karłem w centrum czerwonego nadolbrzyma. Przez bardzo krótką chwilę trwa spalanie się jądra atomowego nad nim, ale dla gwiazdy tak masywnej jak ta nie zostało wiele czasu, zanim wypalone żelazne „popioły” w jądrze urosną do postaci kuli 1,4 raza masywniejszej od Słońca . Jak przewidział Chandrasekhar w 1931 roku, zdegenerowane żelazo jest wtedy tak masywne, jak tylko może być biały karzeł.

Osiągnął granicę Chandrasekhara.

W mgnieniu oka cały żelazny rdzeń zapada się z rozmiarów planety Mars do kuli o średnicy zaledwie 12 mil. Pod fantastyczną presją zawalenia jądra żelaza są rozbijane tak blisko siebie, że dosłownie znikają z istnienia i zamieniają się w zupę roju protonów i neutronów. Przy takich gęstościach zasady mechaniki kwantowej zmuszają elektrony do łączenia się z protonami (co powoduje przekształcenie protonów w neutrony) i w jednej szalejącej chwili prawie wszystko, co pozostaje, to neutrony. Jądro czerwonego olbrzyma nagle skręca się w dziwaczne, gigantyczne „jądro” o masie 1,4 Słońca neutronów, bardzo małej liczbie protonów i gęstości miliardów ton na cal sześcienny.

Siły elektromagnetyczne, które kiedyś utrzymywały zdegenerowaną elektronowo materię w białym karle, zniknęły, ponieważ nie ma już żadnych elektronów. Jednak w miarę jak neutrony są rozbijane do gęstości jąder atomowych, do gry wkracza silna siła jądrowa. Silna siła jądrowa nie lubi zbliżać się cząstek do siebie bardziej niż siły elektromagnetyczne, a silna siła jądrowa jest, no cóż, silna. Kiedy w końcu zaczyna działać na siebie, zapadająca się materia neutronowa dzwoniąc z hukiem niemal natychmiast zatrzymuje się w promieniu około sześciu mil.

Tymczasem za materią neutronową normalna materia z warstw tuż nad jądrem opada w dół z przyspieszeniem grawitacyjnym tak fenomenalnym, że w ciągu kilku dziesiątych sekundy potrzebnej do dotarcia do środka, porusza się już z prędkością 25 000 mil na sekundę. Masa siarki, krzemu i tlenu, która jest ćwierć miliona razy masywniejsza niż Ziemia i porusza się z 15% prędkością światła, uderza w rdzeń neutronowy – i odbija się od niego jak gumowa kula uderzająca w litą stalową masę… głowa. Ogromna fala uderzeniowa zaczyna rozchodzić się na zewnątrz.

Zapadnięcie się jądra białego karła w masę neutronową uwolniło znacznie więcej energii grawitacyjnej w ciągu jednej sekundy niż gwiazda w postaci energii jądrowej przez całe swoje życie, a mówimy o bardzo dużej gwieździe. (Jak zauważyłem, omawiając błysk helowy gwiazd typu słonecznego, jest to zdumiewające, ile energii jest w kolapsie grawitacyjnym, jeśli kolaps jest wystarczająco masywny i wystarczająco głęboki.) Prawie cała ta energia grawitacyjna została przekształcona w ciepło w jądrze neutronowym, ale tam nie pozostaje. Niemal tak szybko, jak została stworzona, energia jest wypromieniowywana przez cząstki subatomowe znane jako neutrina.3  Szczegóły tego, czym są neutrina i jak się zachowują, wykraczają poza zakres tego eseju, więc wystarczy powiedzieć, że za każdym razem, gdy proton i elektron łączą się w neutron wewnątrz gwiazdy, fuzja ta wygeneruje około dziesięciu neutrin. Jest to niezwykle ważne, ponieważ zwykłe zapadnięte gwiazdy (tj. białe karły) ochładzają się, emitując światło, podczas gdy zapadnięte jądro neutronowe stygnie głównie dzięki emitowaniu neutrin. Różnica polega na tym, że biały karzeł potrzebuje miliardów lat, aby wypromieniować swoje ciepło, ale jądro neutronowe zajmuje tylko około 10 sekund.

Grawitacyjne zapadanie się jądra uwalnia zatem strumień około 1058 neutrin, z których każde ma w przybliżeniu taką samą energię kinetyczną jak elektron w uderzeniu pioruna o napięciu 10 milionów woltów. Jest prawie niemożliwe, aby uchwycić, ile to reprezentuje energii, więc opiszę tylko, co dzieje się z czerwonym nadolbrzymem w następnej kolejności:

Około 99,7% neutrin przebija się przez zewnętrzne warstwy czerwonego olbrzyma, jakby ich tam nie było, i pędzi w kosmos z prędkością światła. (Zatrzymanie neutrina zwykłą materią jest jak zatrzymanie pocisku karabinowego miską galaretki – i właśnie dlatego neutrina tak łatwo promieniują z jądra neutronowego.) Pozostałe 0,3% impulsu neutrinowego jest pochłaniane przez bardzo gęsty materia w fali uderzeniowej wycofuje się ze środka. Pochłanianie 0,3% może nie wydawać się dużo, ale 0,3% niewyobrażalnej ilości jest nadal niewyobrażalne. Fala uderzeniowa zostaje natychmiast wyrzucona w przegrzany wir, tak gorący, że wynikająca z tego detonacja dosłownie zdmuchuje wszystko nad rdzeniem neutronowym. Co najmniej pięć mas Słońca, a być może cztery razy więcej, jest wyrzucanych z gwiazdy z prędkością dziesiątek tysięcy kilometrów na sekundę. Energia wyrzuconego gazu jest tak wielka, że ​​uderzenie w pobliski obłok międzygwiazdowy może wstrząsnąć całym obłokiem, powodując nagłe zapadnięcie się, tworząc w ten sposób dziesiątki nowych gwiazd za jednym uderzeniem.

Rysunek 1 Mgławica Krab

Przez kilka miesięcy żarowa poświata szczątków dawnego czerwonego nadolbrzyma jest sto miliardów razy jaśniejsza niż Słońce. Przez kilka miesięcy jest prawie tak jasna, jak wszystkie pozostałe gwiazdy w galaktyce razem wzięte. Nawet sześć miesięcy później wciąż może być sto milionów razy jaśniejszy niż Słońce. Jednak nawet to jaskrawe światło reprezentuje tylko mniej więcej procent energii wyrzuconego gazu, który sam zawiera mniej niż procent energii generowanej przez impuls neutrinowy, który zasygnalizował ostateczne zapadnięcie się jądra. Jeśli przez jakiś okropny mechanizm wszystko energia w zapadnięciu się jądra mogłaby zostać zamieniona w światło, wtedy nawet eksplozja 500 lat świetlnych od Ziemi wypaliłaby nas pod wpływem ciepła i światła jaśniejszego niż Słońce. Gwiazda, która doświadcza takiej eksplozji, nazywana jest supernową. Te eksplozje są rzadkie: nie było widocznej supernowej w Drodze Mlecznej od 1604 roku. (Na szczęście, ponieważ supernowe są tak jasne, łatwo je zaobserwować w innych galaktykach).

W następstwie eksplozji jądro neutronowe pozostaje nagie i samotne w przestrzeni. Stąd astronomowie nazywają ją gwiazdą neutronową. Kawałek materii jest zwykle wyrywany z jego powierzchni przez wybuch supernowej, więc gwiazdy neutronowe mają zwykle masę około 1,3 razy większą od masy Słońca. Zwykle pojawiają się z obrotem co najmniej 10 razy na sekundę i posiadają pola magnetyczne bilion razy silniejsze niż ziemskie. Takie pole, w połączeniu z ich dynamo-podobną szybkością rotacji, oznacza, że ​​nowo narodzona gwiazda neutronowa jest czymś w rodzaju gigantycznego akceleratora cząstek. Elektrony złapane w wirujących polach magnetycznych są przyspieszane niemal do prędkości światła i oddalane. Olbrzymie ilości promieniowania wylewają się z nowej gwiazdy neutronowej, rozświetlając gazy uciekające z jej dawnego życia na czerwonych olbrzymach w podobny sposób, w jaki mniejsze gwiazdy rozświetlają mgławicę planetarną. Pokaz świetlny nie trwa zbyt długo jak na galaktyczne standardy: jedynym źródłem energii dostępnym dla gwiazdy neutronowej jest jej obrót i mimo że koło zamachowe o średnicy 12 mil i ważące 430 000 mas Ziemi jest potężnym kołem zamachowym , nadal musi się wyczerpać. Zajmuje to około 25 000 lat.

Najwybitniejszą gwiazdą neutronową widzianą z Ziemi jest ta znajdująca się w centrum Mgławicy Krab, pokazana na Rysunek 1. Mgławica ta rozszerza się tak szybko, że niewielkie różnice między tym zdjęciem a zdjęciami zrobionymi zaledwie 60 lat temu można dostrzec bez pomocy oko. Mgławica Krab jest następstwem supernowej, która eksplodowała w 1054 roku. (Cóż, żeby być precyzyjnym, światło z eksplozji dotarło do Ziemi w 1054 r. Sama gwiazda eksplodowała jakieś 6000 lat wcześniej.) Ta supernowa była tak jasna, że można ją było zobaczyć w ciągu dnia, a wszyscy ją obserwowali i rejestrowali. od Navaho do Chińczyków.

Gwiazda neutronowa w centrum Mgławicy Krab obraca się około 30 razy na sekundę. Pod koniec lat sześćdziesiątych był to jeden z pierwszych zidentyfikowanych tak zwanych „pulsarów”. Pulsary to szybko obracające się gwiazdy neutronowe, które mają na swojej powierzchni magnetyczne gorące punkty, które wysyłają wiązki promieniowania przypominające latarnię morską. Gdy wiązka przesuwa się po Ziemi, gwiazda neutronowa wydaje się emitować nagły impuls fal radiowych, stąd nazwa. Ze względu na ogromną bezwładność rotacyjną gwiazdy neutronowej pulsary mrugają z precyzją dorównującą zegarowi atomowemu. Kiedy po raz pierwszy wykryto pulsary, astronomowie byli tak niepewni, czy jakiekolwiek naturalne zjawiska mogą wytworzyć tak precyzyjną synchronizację, że tylko pół żartem ochrzcili pulsary jako LGM-1, LGM-2 itd. LGM oznaczało Małych Zielonych Ludzików, ponieważ mieli wątpi, czy cokolwiek poza zaawansowaną cywilizacją mogłoby stworzyć taką latarnię.

Ku wielkiej frustracji astronomów, od czasu pojawienia się teleskopów kosmicznych w pobliżu Ziemi nie było widocznej supernowej. Supernowa znana jako SN 1987a jest najbliższa jak dotąd w odległości około 180 000 lat świetlnych. Nowa supernowa tak bliska, jak ta, która stworzyła Mgławicę Kraba, wysłała astronomów do najbliższego obserwatorium tak szybko, że nie ma wątpliwości, że kilku młodszych stypendystów wyląduje na podłodze ze śladami stóp na plecach…

 

1 – Spośród 140 gwiazd ciągu głównego najbliższych Ziemi tylko 6 jest jaśniejszych od Słońca. 119 (85%) jest mniej niż 10% tak jasnych jak Słońce, a niesamowite 102 (73%) jest mniej niż 1% tak jasnych jak Słońce.

2 – Ustalenie, czy biały karzeł to CO, czy ONM, jest bardzo trudne, ponieważ większość z nich w obu przypadkach pokazuje tylko wodór lub hel. Problem polega na tym, że olbrzymia grawitacja na powierzchni białego karła sprawia, że jest on gładki jak biała bila. Wszelkie marne krople niespalonego paliwa pozostałe po czasach czerwonego olbrzyma mogą prześlizgnąć się po powierzchni krasnoluda jak plama oleju na łożysku kulkowym i całkowicie pokryć go „oceanem” głębokim na zaledwie kilka stóp. Tak więc wszystko, co możemy zobaczyć z Ziemi, to wodór lub hel. Na szczęście około 20% znanych krasnali ma warstwy powierzchniowe tak cienkie, że i tak widać podłoże.

3 – Wzięte z włoskiego jako „mała neutralna”, neutrina to cząstki subatomowe, których masa jest prawdopodobnie mniejsza niż jedna dwumilionowa masy elektronu, co oznacza, że ​​wystarczy najmniejsza odrobina energii, aby rozpędzić je do prędkości bliskiej lekki. Powstają w ogromnych ilościach w reakcjach jądrowych: w czasie, jaki zajęło ci przeczytanie tego zdania, około 1012 neutrin przeszło przez twoje ciało dzięki uprzejmości Słońca. Neutrina są elektrycznie obojętne. W połączeniu z ich szybkością i rozmiarami oznacza to, że ich siła penetracji jest fenomenalna. Mniej niż jeden na bilion, który uderza w Ziemię, zostaje zatrzymany: reszta przechodzi całkowicie przez całą planetę, jakby jej tam nie było, i idzie dalej. Neutrina są wykrywane za pomocą ogromnych detektorów i czułych instrumentów i cierpliwie czekają na sporadyczne „uderzenie”.