Stellar evolusjon er settet med endringer som en stjerne opplever under sin eksistens. I løpet av livet gjennomgår stjernen svært markerte variasjoner i lysstyrke , radius og temperatur på utsiden og i kjernen . Men siden livssyklusen til en stjerne strekker seg over svært lang tid på menneskelig skala (millioner eller milliarder av år), er det umulig for et menneske å følge hele livssyklusen til en stjerne trinn for trinn. For å forstå hvordan stjerner utvikler seg, observerer man vanligvis en populasjon av stjerner som inneholder stjerner på forskjellige stadier av livet, og bygger deretter enmatematisk modell som gjør det mulig å reprodusere de observerte egenskapene.
Et instrument som fortsatt er grunnleggende for astronomer i dag, for eksempel for umiddelbart å ramme en stjernes tilstand og utvikling, er Hertzsprung-Russell-diagrammet (kalt HR-diagram for korthet). Diagrammet viser overflatetemperatur og lysstyrke (som varierer med radius som funksjon av stjernens alder, masse og kjemiske sammensetning) og lar oss vite på hvilket stadium av livet en stjerne befinner seg. Avhengig av masse, alder og kjemisk sammensetning er de fysiske prosessene som foregår i en stjerne forskjellige, og disse forskjellene fører til at stjerner med forskjellige egenskaper følger forskjellige evolusjonsbaner på HR-diagrammet.
Noen astronomer anser begrepet "evolusjon" som upassende, og foretrekker å bruke begrepet stjernelivssyklus , ettersom stjerner ikke gjennomgår en evolusjonsprosess som ligner på individer av en art, men snarere endres i deres observerbare mengder etter svært spesifikke faser. som strengt tatt avhenger av de fysiske egenskapene til selve stjernen.
Stjernenes fødsel har blitt observert ved hjelp av store bakketeleskoper og fremfor alt romteleskoper (spesielt Hubble og Spitzer ). De moderne teknikkene for observasjon av rommet i de forskjellige bølgelengdene til det elektromagnetiske spekteret , spesielt i ultrafiolett og infrarødt lys , og det viktige bidraget fra radioastronomi , har gjort det mulig å identifisere stedene for stjernedannelse.
Stjerner dannes inne i molekylære skyer , områder med "høy" tetthet [1] gass tilstede i det interstellare mediet , som hovedsakelig består av hydrogen, med en heliummengde på 23-28 % og spor av tyngre grunnstoffer. [2] De mest massive stjernene som dannes inne i dem, lyser opp og ioniserer dem veldig sterkt, og skaper de såkalte H II-områdene ; et velkjent eksempel på slike objekter er Oriontåken . [3]
Dannelsen av en stjerne begynner når en molekylær sky begynner å manifestere fenomener med gravitasjonsustabilitet, ofte utløst av sjokkbølgene til en supernova eller kollisjonen mellom to galakser . Så snart en tetthet av materie er nådd slik at den tilfredsstiller kriteriene for jeans-ustabilitet (som oppstår når det indre trykket til gassen ikke er i stand til å motvirke gravitasjonskollapsen som en sky rik på materie naturlig gjennomgår ), begynner regionen å kollapse under sin egen tyngdekraft.
Den gradvise kollapsen av skyen fører til dannelsen av tette agglomerasjoner av gass og mørkt støv , kjent som Bok-kuler , som kommer til å inneholde en mengde materie som tilsvarer over 50 solmasser (M ☉ ). Mens gravitasjonskollapsen inne i kulen forårsaker en økning i materialtettheten, blir gravitasjonspotensialenergien omdannet til termisk energi , med en påfølgende temperaturøkning : på denne måten dannes en protostjerne , omgitt av en skive som har som oppgave å øke dens masse . [4] Perioden der stjernen er utsatt for kollaps, inntil utløsningen, i de sentrale delene av protostjernen, av fusjonsreaksjonene av hydrogen til helium, er variabel. En massiv stjerne under dannelse forblir i denne fasen i noen hundre tusen år, [5] mens den for en stjerne med middels liten masse varer i en periode på rundt 10–15 millioner år. [5]
Hvis den har en masse mindre enn 0,08 M ☉ , når ikke protostjernen antennelse av kjernefysiske reaksjoner og blir til en kald og ikke veldig lys brun dverg ; [6] hvis den har en masse på opptil åtte solmasser, danner den en pre-hovedsekvensstjerne , ofte omgitt av en protoplanetarisk skive ; hvis massen er større enn 8 M ☉ , når stjernen hovedsekvensen direkte uten å gå gjennom denne fasen. Stjerner før hovedsekvensen faller inn i to kategorier: T Tauri-stjerner (og FU Orionis ), som har en masse som ikke er større enn to solmasser, og Herbigs Ae / Be-stjerner , med masser på opptil åtte solmasser. Imidlertid er disse stjernene preget av sterk ustabilitet og variasjon , siden de ennå ikke er i en situasjon med hydrostatisk likevekt . Et typisk fenomen i T Tauri-fasen er Herbig-Haro-objektene , karakteristiske emisjonståker som stammer fra kollisjonen mellom molekylstrømmene som forlater stjernepolene og det interstellare mediet. [7]
Mekanismen for dannelsen av massive stjerner er gåtefull . Klasse B-stjerner (≥9M ☉ ), når kjernefysiske reaksjoner utløses i dem, er fortsatt i midten av akkresjonsfasen, som ville bli motarbeidet og bremset ned av strålingen produsert av den unge stjernen; Men som med mindre massive stjerner, ser det ut til at det dannes skiver assosiert med polare jetstråler som vil tillate akkresjon å fortsette. [5] På samme måte, når det gjelder stjernene i klasse O (> 15M ☉ ), finner reaksjonene sted under akkresjonsfasen, som imidlertid fortsetter takket være dannelsen av enorme toroidale strukturer , svært ustabile. [5]
Stjerner tilbringer omtrent 90 % av sin eksistens i en stabilitetsfase der de smelter hydrogenet i kjernen til helium ved høy temperatur og trykk; denne fasen kalles hovedsekvensen . [8]
I denne fasen genererer hver stjerne en vind av ladede partikler som forårsaker en kontinuerlig lekkasje av materie ut i rommet (som for de fleste stjerner er ubetydelig). Solen, for eksempel, mister, i solvinden , 10 −14 solmasser av materie per år, [9] men de mest massive stjernene mister mye mer, opptil 10 −7 - 10 −5 solmasser per år.' år; dette tapet kan i stor grad reflektere over stjernens utvikling. [10]
Varigheten av hovedsekvensfasen avhenger først og fremst av mengden kjernebrensel som er tilgjengelig, deretter av hastigheten det smeltes med; det vil si fra den opprinnelige massen og lysstyrken til stjernen. [8] Solens varighet i hovedsekvensen er beregnet til å være rundt 10 10 år. De største stjernene bruker " drivstoffet " ganske raskt og har en mye kortere levetid (noen titalls eller hundrevis av millioner år); de mindre stjernene brenner i stedet hydrogenet i kjernen veldig sakte og har en mye lengre eksistens (ti-eller hundrevis av milliarder år). [8]
I tillegg til masse, spilles en fremtredende rolle i utviklingen av himmellegemet av dens egen metallisitet , som påvirker varigheten av hovedsekvensen, intensiteten til magnetfeltet [11] og stjernevinden. [12] Eldre stjerner i populasjon II har en lavere metallisitet enn yngre stjerner i populasjon I, siden molekylskyene de ble dannet fra hadde en større mengde metaller. [1. 3]
Hovedsekvensen avsluttes så snart hydrogenet i stjernens kjerne er fullstendig omdannet til helium ved kjernefysisk fusjon; den påfølgende utviklingen av stjernen følger forskjellige baner avhengig av massen til det himmelske objektet. [14]
Stjernene med masser mellom 0,08 og 0,4 solmasser, de røde dvergene , [15] varmes opp når hydrogenet forbrukes inne i dem, og akselererer kjernereaksjonshastigheten og blir til blå stjerner ; når alt hydrogenet i de indre lagene har blitt omdannet til helium , trekker de seg gradvis sammen, avtar i lysstyrke og utvikler seg til hvite dverger som hovedsakelig består av helium. Siden varigheten av hovedsekvensen for en slik stjerne har blitt estimert til 80 milliarder - 1 milliard år [16] [17] [18] og universets nåværende alder er rundt 13,7 milliarder år, [19] det virker logisk å utlede at ingen rød dverg ennå har hatt tid til å nå slutten av hovedsekvensen. [20] [21]
Stjernene hvis masse er mellom 0,8 og 8 solmasser går gjennom en fase med betydelig ustabilitet på slutten av hovedsekvensen: Kjernen gjennomgår flere gravitasjonskollapser, og øker temperaturen, mens de ytterste lagene reagerer på grunn av det enorme energioverskuddet . de mottar fra den sammentrekkende kjernen, [22] de utvider seg og avkjøles, og får følgelig en farge som gradvis blir mer og mer rødlig. [16] På et tidspunkt lar energien som frigjøres ved gravitasjonskollaps at hydrogenlaget umiddelbart rundt kjernen når antennelsestemperaturen til kjernefysisk fusjon. På dette tidspunktet forvandles stjernen, etter å ha passert gjennom den svært ustabile subgigantfasen , til en kald, men knallrød kjempe med en inert heliumkjerne og et skall der fusjonen av hydrogen fortsetter og forblir i denne fasen i omtrent en milliard år . [14] [23] [24]
Hvis stjernen har tilstrekkelig masse (~ 1 M ☉ ), forårsaker en kompleks serie med gravitasjonssammentrekninger og kollapser en kraftig økning i kjernefysisk temperatur opp til over 100 millioner kelvin, noe som markerer den voldsomme antennelsen ( flashen ) av heliumfusjonen. karbon og oksygen gjennom tre alfa-prosessen , mens i det umiddelbart øvre skallet fortsetter prosessen med fusjon av det resterende hydrogenet til helium. [14] [24] Stjernen når dette evolusjonsstadiet, når en ny likevekt og trekker seg litt sammen og går fra grenen til de røde kjempene til den horisontale grenen av HR-diagrammet. [24]
Så snart heliumet er fullstendig uttømt inne i kjernen, begynner det tilstøtende laget, som tidligere smeltet hydrogenet til helium, å smelte sistnevnte til karbon, mens over det et annet lag fortsetter å smelte noe av det gjenværende hydrogenet i helium; stjernen går dermed inn i den asymptotiske grenen til kjempene (AGB, akronym av Asymptotic Giant Branch ). [25]
De ytterste lagene til en rød kjempe eller en AGB-stjerne kan strekke seg flere hundre ganger solens diameter, og nå radier i størrelsesorden 10 8 km (noen astronomiske enheter), [25] som i tilfellet med Mira (ο Ceti ) , en asymptotisk grenkjempe med en radius på 5 × 10 8 km (3 AU). [26]
Hvis stjernen har tilstrekkelig masse (ikke over 8-9 M ☉ [24] ), er det over tid også mulig å utløse sammensmeltingen av en del av karbonet til oksygen, neon og magnesium . [16] [24] [27]
Hvis hastigheten på kjernefysiske reaksjoner avtar, kompenserer stjernen for dette energiunderskuddet ved å trekke sammen størrelsen og varme opp overflaten; på dette tidspunktet går stjernen gjennom en evolusjonært parallell fase til den røde kjempen, men preget av en desidert høyere overflatetemperatur , som tar navnet på den blå kjempefasen . [23]
Når prosessen med fusjon av hydrogen til helium avsluttes og omdannelsen av sistnevnte til karbon begynner, ekspanderer de massive stjernene (med masse større enn 8 M ☉ ) og når det røde superkjempestadiet .
Så snart fusjonen av helium er oppbrukt, stopper ikke kjernefysiske prosesser , men takket være en rekke påfølgende kollapser av kjernen og økninger i temperatur og trykk, fortsetter de med syntesen av andre tyngre grunnstoffer: oksygen , neon , silisium og svovel .
I disse stjernene, rett før slutten, kan nukleosyntesen av flere grunnstoffer finne sted samtidig innenfor en kjerne som ser ut til å være lagdelt; denne strukturen sammenlignes av mange astrofysikere med de konsentriske lagene til en løk . [28] I hvert skall skjer fusjonen av et annet grunnstoff: det ytterste smelter hydrogen til helium, det som er rett under smelter helium til karbon og så videre, ved stadig økende temperaturer og trykk mens du fortsetter mot sentrum. Sammenbruddet av hvert lag unngås i det vesentlige av varme- og strålingstrykket til det underliggende laget, hvor reaksjonene fortsetter med en mer intens hastighet. Sluttproduktet av nukleosyntese er nikkel-56 ( 56 Ni), resultatet av fusjonen av silisium, som er fullført i løpet av få dager. [20] [29] [30]
Nikkel-56 forfaller raskt til jern-56 ( 56 Fe). [31] Siden jernkjernene har en bindingsenergi som er klart overlegen den til et hvilket som helst annet element, er deres fusjon, snarere enn å være en eksoterm prosess (som produserer og avgir energi), sterkt endotermisk (det vil si at den krever og forbruker energi ). [20]
Den røde superkjempen kan også gå gjennom et alternativt stadium, som kalles den blå superkjempen . I løpet av denne fasen skjer kjernefysisk fusjon langsommere; på grunn av denne bremsen trekker stjernen seg sammen, og siden en stor mengde energi sendes ut fra en mindre fotosfærisk overflate, øker overflatetemperaturen, derav den blå fargen; Men før den når dette stadiet, passerer stjernen gjennom den gule superkjempefasen , preget av en mellomtemperatur og størrelse i forhold til de to fasene. En rød superkjempe kan når som helst, forutsatt at de bremser kjernefysiske reaksjoner, forvandle seg til en blå superkjempe. [28]
I de mest massive stjernene, nå i en avansert evolusjonsfase, er en stor kjerne av inert jern avsatt i midten av stjernen; i disse objektene kan de tyngre elementene, presset av konvektive bevegelser , dukke opp på overflaten og danne høyt utviklede objekter kjent som Wolf-Rayet-stjerner , preget av sterke stjernevinder som forårsaker et jevnt tap av masse. [32]
Når en stjerne nærmer seg slutten av sin eksistens, er strålingstrykket til kjernen ikke lenger i stand til å motvirke tyngdekraften til de ytre lagene av stjernen . Følgelig gjennomgår kjernen en kollaps , mens de ytterste lagene drives ut på en mer eller mindre voldsom måte; det som gjenstår er et ekstremt tett objekt: en kompakt stjerne , bygd opp av materie i en svært degenerert tilstand . [33]
Som et resultat av de progressive kollapsene og oppvarmingene som fulgte hverandre under fasene beskrevet ovenfor, antar stjernens kjerne en degenerert konfigurasjon : [34] på denne måten dannes den hvite dvergen, et objekt med ganske små dimensjoner (omtrent sammenlignbart til jordens ) med en masse mindre enn eller lik Chandrasekhar-grensen (1,44 solmasser). [34]
Når fusjonen av kjernebrenselet helt opphører i kjernen, kan stjernen følge to forskjellige baner avhengig av massen. Hvis den har en masse mellom 0,08 og 0,5 solmasser, gir den døende stjernen opphav til en hvit dverg av helium uten mellomfase, og driver ut de ytre lagene i form av en stjernevind . [16] [34] Hvis massen derimot er mellom 0,5 og 8 solmasser, genereres voldsomme termiske pulsasjoner inne i stjernen som forårsaker utstøting av dens ytterste lag i en slags "supervind." [35] som absorberer den ultrafiolette strålingen som sendes ut som følge av den høye temperaturen i stjernens indre lag. Denne strålingen sendes deretter ut på nytt i form av synlig lys fra omhyllingen av gassene, som danner en ekspanderende tåke, den protoplanetariske tåken først og deretter den planetariske tåken , som i sentrum forblir den såkalte kjernen til planeten. nebula (PNN, fra den engelske Planetary Nebula Nucleus ), som senere ble den hvite dvergen. [36]
En nydannet hvit dverg har en svært høy temperatur, lik omtrent 100-200 millioner K, [34] som avtar som en funksjon av termiske utvekslinger med det omkringliggende rommet , inntil objektet når det ultimate svarte dvergstadiet . [37] Dette er imidlertid en teoretisk modell, siden ingen svart dverg ennå er observert; derfor tror astronomer at den forventede tiden for en hvit dverg å kjøle seg helt ned er langt større enn universets nåværende alder. [34]
I stjerner med masse større enn 8 solmasser fortsetter kjernefysisk fusjon til kjernen når en masse større enn Chandrasekhar-grensen . Utover sistnevnte tåler ikke kjernen sin egen masse lenger og gjennomgår en plutselig og irreversibel kollaps. Elektronene kolliderer med protonene og gir opphav til nøytroner og nøytrinoer sammen med et sterkt beta- forfall og elektronfangstfenomener . Sjokkbølgen som genereres av denne plutselige kollapsen får stjernen til å eksplodere i en veldig lys supernova av type II eller type Ib eller Ic , hvis det var en spesielt massiv stjerne.
Supernovaer har en lysstyrke som overstiger, selv om det er for en kort stund, den generelle lysstyrken til hele galaksen som er vert for dem. Supernovaene som eksploderte i historisk tid i Melkeveien ble observert med det blotte øye av menn, som feilaktig trodde at de var "nye stjerner" (derav begrepet nova , opprinnelig brukt for å betegne dem) som dukket opp i områder av himmelen der tidligere det så ikke ut til å være noen. [38]
Energien som frigjøres i eksplosjonen er så høy at den tillater fusjon av produktene fra stjernenukleosyntesen til enda tyngre grunnstoffer, som gull , magnesium , etc.; dette fenomenet kalles supernova-nukleosyntese . [38] Eksplosjonen av supernovaen sprer det meste av stoffet som utgjorde stjernen ut i verdensrommet; denne materien danner den såkalte supernovaresten , [38] mens restkjernen overlever i en svært degenerert tilstand. Hvis massen til resten er mellom 1,4 og 3,8 solmasser, kollapser den til en nøytronstjerne (som noen ganger viser seg som en pulsar ), som er stabil fordi gravitasjonskollapsen, som den naturlig ville gjennomgå, motvirkes av trykket. av nøytroniumet , det spesielle degenererte stoffet som disse gjenstandene er laget av. Disse gjenstandene har en svært høy tetthet (omtrent 10 17 kg / m 3 ) og består av nøytroner, med en viss prosentandel av eksotisk materiale , hovedsakelig kvarkmateriale , sannsynligvis til stede i kjernen.
I tilfelle den opprinnelige stjernen er så massiv at restkjernen opprettholder en masse større enn 3,8 solmasser ( Tolman-Oppenheimer-Volkoff grense ), [39] er ingen kraft i stand til å motvirke gravitasjonskollapsen og kjernen den kollapser før den når dimensjoner som er mindre enn Schwarzschild-radiusen : dermed blir et stjernesort hull født . [40] Saken som utgjør det sorte hullet er i en spesiell tilstand, svært degenerert, som fysikere ennå ikke har vært i stand til å forklare. [40]
De ytre lagene av stjernen som kastes ut i supernovaen inneholder en stor mengde tunge grunnstoffer som kan gjenbrukes i nye stjernedannelsesprosesser; disse elementene kan også tillate dannelsen av ekstrasolare systemer , som muligens også kan inneholde steinete planeter . Eksplosjoner fra supernovaer og vind fra massive stjerner spiller en stor rolle i å forme strukturene til det interstellare mediet . [38]
Opprinnelig masse (i M ☉ ) |
Lysstyrke i SP (i L ☉ ) |
Varighet av SP (× 10 9 år) |
Sluttprodukt av fusjonen | Terminalfenomen | Utstøpt masse (i M ☉ ) |
Restens art | Masse av resten (i M ☉ ) |
Resttetthet ( × 10 3 kg m −3 ) |
Radius av resten (i m ) |
Accel. alvorlighetsgrad (i ms −2 ) |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
30 | 10 000 | 0,006 | jern | supernova type Ib | 24 | svart hull | 6 | 3 × 10 15 | 6192,21 | 5,19 × 10 12 |
10 | 1 000 | 0,01 | silisium | supernova type II | 8.5 | nøytronstjerne _ |
1.5 | 5 × 10 14 | 17861,44 | 2,5 × 10 12 |
3 | 100 | 0,30 | oksygen | planetarisk tåke |
2.2 | hvit dverg | 0,8 | 2 × 10 7 | 2,67 × 10 6 | 1,49 × 10 7 |
1 | 1 | 10 | karbon | planetarisk tåke |
0,3 | hvit dverg | 0,7 | 10 7 | 3,22 × 10 6 | 8,99 × 10 6 |
0,3 | 0,004 | 800 | helium | stjernevind | 0,01 | hvit dverg | 0,3 | 10 6 | 5,22 × 10 6 | 1,46 × 10 6 |