Cтраница 2
Перемешивание во время ТВ может быть связано как с проникновением конвекции из гелиевого слоевого источника в водородную оболочку, как после девятой вспышки в расчетах [571], так и с проникновением вглубь конвекции из оболочки. Своеобразие данного типа перемешивания состоит в том, что конвективная оболочка и конвективный слой горения гелия, согласно расчетам, никогда на соприкасаются. В процессе эволюции они попеременно заходят в один и тот же слой вещества, приводя к существенным изменениям состава. [16]
Из-за наличия петель на диаграмме ГР звезды с Л / 15 и ЗОЛ / 0 большую часть времени горения гелия в ядре проводят в области голубых сверхгигантов. [17]
Ресселла диаграмма), к-рые обеспечивают превращение водорода в гелий, создавая нек-рый избыток гелия и азота по отношению к их первичному содержанию. Образование углерода и кислорода происходит на той стадии эволюции звезд-гигантов см. Эволюция звезд), когда в их недрах полностью выгорает водород и начинается горение гелия. [18]
Второй аргумент принадлежит Фрике и Кип-пенхану. В таком случае простой подсчет показывает, что вращение этих ядер было бы слишком медленным для образования пульсаров с наблюдаемыми периодами, если бы еще до стадии горения гелия в ядрах оно не перестало зависеть от вращения окружающих оболочек. По мнению Фрике и Киппенхана, это соображение сильно подкрепляет гипотезу о том, что развязка вращения ядра от оболочки эволюционирующей звезды произошла на более ранней стадии эволюции и привела к тому, что на стадии гелиевого горения в ядре онб вращается раз в 50 быстрее, чем оболочка. [19]
По мере движения звезды к точке D происходит ускоренное горение водорода, масса изотермич. Давление в нем практически перестает зависеть от темп-ры. Действительно, пока энерговыделение при горении гелия мало, звезда располагается на ГРД вблизи точки D и рост темп-ры и плотности приводит к росту энерговыделения, что в свою очередь увеличивает темп-ру. Возникает положительная обратная связь, приводящая к тепловой гелиевой вспышке в ядре. Развитие вспышки продолжается до тех пор, пока рост темп-ры не снимет вырождение в ядре, звезда приобретет нормальную отрицат. Особенностью гелиевой вспышки является то, что она запрятана в глубине звезды и внеш. После образования невырожденного ядра звезда спускается вниз от точки D и поворачивает налево к линии EF ( горизонтальная ветвь гигантов), где находится до тех пор, пока гелий в ядре превращается в углерод. [20]
С, достигнет возраста 9 - 10 лет, водород в центр, ядре будет исчерпан и термоядерные реакции будут идти в окружающем ядро слое, к-рый расширяется со временем. Затем последует быстрая стадия ( яз5 - 10 лет) горения гелия и более тяжелых элементов, сопровождающаяся сбросом оболочки, после чего С. [21]
По своим проявлениям эта неустойчивость полностью аналогична неустойчивости ядерного горения в условиях вырождения. Слой горения гелия оказывается динамически слабо реагирующим на рост температуры внутри него, однако причина этого не в слабой зависимости давления от температуры, как в вырожденном веществе, а связана с откликом всей звезды на повышение температуры в тонком слое. [22]
Из-за наличия петель на диаграмме ГР звезды с Л / 15 и ЗОЛ / 0 большую часть времени горения гелия в ядре проводят в области голубых сверхгигантов. С ростом массы звезды в результате горения гелия растет доля кислорода по сравнению с углеродом. Для Л / 15, 30, 60 Л / после выгорания гелия в ядре весовая доля углерода равна лг с 0 4, 0 3, 0 2 соответственно. [23]
Исходя из астрофизических рассмотрений, наиболее вероятным местом образования тяжелых обедненных нейтронами изотопов ( Z 34), которые не могли сформироваться путем последовательного присоединения нейтронов ( т.н. обойденные ядра), по-видимому, являются недра массивных звезд на поздних стадиях их эволюции. Тяжелые изотопы возникают там за счет ( 7, п) - процессов фоторасщепления богатых нейтронами ядер при температурах ( 2 - 3 2) 109 К. Двумя подходящими областями являются O-Ne - слой при взрыве сверхновых звезд типа II и зона гидростатического горения кислорода в фазе, предшествующей взрыву. Распределение s - элементов, образованных во время горения гелия, обычно рассматривается в качестве начального распределения ядер. Другой путь формирования обойденных ядер возможен под действием потока нейтринного излучения от коллапсирующего ядра звезды, либо в каких-либо других неравновесных процессах. [24]
Характеристикой основного процесса является экспоненциальное во времени распределение нейтронов, что немедленно ставит вопрос о месте протекания s - процесса. Предполагается, что в таких звездах имеется CNO-ядро, окруженное конвекционной оболочкой, где происходит горение водорода. Возникающий при этом гелий перетекает на ядро до тех пор, пока при достаточно большом давлении не воспламенится тонкая оболочка гелия. Это приводит к расширению звезды, что обусловливает прекращение горения водорода. Как только горение гелия останавливается, звезда сжимается и горение водорода возобновляется. Данный процесс повторяется, причем с каждым разом оболочка горения гелия удаляется от ядра и лишь слегка перекрывается с предыдущей оболочкой. В таких областях могут протекать повторяющиеся s - процессы. [25]
Изложенная теория может дать достаточно полное описание эволюции от главной последовательности к ветви гигантов, но имеющаяся у шаровых скоплений горизонтальная ветвь еще не нашла объяснения в этой картине. Общепринятого мнения о том, как звезды попадают на горизонтальную ветвь, нет, но ключ к построению достаточно правдоподобной схемы такой эволюции может дать изучение их внутреннего строения. Существенными особенностями моделей этих звезд являются не очень большая масса их внешних слоев, а также наличие конвективного гелиевого ядра и конвективной оболочки, в которой происходит горение водорода. Важно, что горизонтальная ветвь наблюдается только у шаровых скоплений, у которых на ветви гигантов находятся звезды массой порядка солнечной. Гелиевые ядра таких звезд переходят в вырожденное состояние до начала горения гелия и в них нет конвекции. Когда в результате гелиевой вспышки начинается горение гелия, освобождается большое количество энергии, в результате чего вырождение в ядре снимается, газ расширяется и возникает конвекция. Таким образом, выполняется одно из самых существенных требований к звездам горизонтальной ветви. Чтобы добиться согласия с моделями звезд горизонтальной ветви, по-видимому, необходимо допустить истечение вещества из их внешних слоев. Хотя механизмы потери массы поняты плохо, такое предположение представляется не очень искусственным. [26]
Изложенная теория может дать достаточно полное описание эволюции от главной последовательности к ветви гигантов, но имеющаяся у шаровых скоплений горизонтальная ветвь еще не нашла объяснения в этой картине. Общепринятого мнения о том, как звезды попадают на горизонтальную ветвь, нет, но ключ к построению достаточно правдоподобной схемы такой эволюции может дать изучение их внутреннего строения. Существенными особенностями моделей этих звезд являются не очень большая масса их внешних слоев, а также наличие конвективного гелиевого ядра и конвективной оболочки, в которой происходит горение водорода. Важно, что горизонтальная ветвь наблюдается только у шаровых скоплений, у которых на ветви гигантов находятся звезды массой порядка солнечной. Гелиевые ядра таких звезд переходят в вырожденное состояние до начала горения гелия и в них нет конвекции. Когда в результате гелиевой вспышки начинается горение гелия, освобождается большое количество энергии, в результате чего вырождение в ядре снимается, газ расширяется и возникает конвекция. Таким образом, выполняется одно из самых существенных требований к звездам горизонтальной ветви. Чтобы добиться согласия с моделями звезд горизонтальной ветви, по-видимому, необходимо допустить истечение вещества из их внешних слоев. Хотя механизмы потери массы поняты плохо, такое предположение представляется не очень искусственным. [27]
Характеристикой основного процесса является экспоненциальное во времени распределение нейтронов, что немедленно ставит вопрос о месте протекания s - процесса. Предполагается, что в таких звездах имеется CNO-ядро, окруженное конвекционной оболочкой, где происходит горение водорода. Возникающий при этом гелий перетекает на ядро до тех пор, пока при достаточно большом давлении не воспламенится тонкая оболочка гелия. Это приводит к расширению звезды, что обусловливает прекращение горения водорода. Как только горение гелия останавливается, звезда сжимается и горение водорода возобновляется. Данный процесс повторяется, причем с каждым разом оболочка горения гелия удаляется от ядра и лишь слегка перекрывается с предыдущей оболочкой. В таких областях могут протекать повторяющиеся s - процессы. [28]
Эволюционные треки звезд с массами М, ЗМ на ГР диаграмме оказываются очень чувствительными к исходным параметрам и даже к методу численного счета ( § 32, пп. Столь нерегулярное поведение указывает на наличие тепловой неустойчивости, природа которой отличается от рассмотренных выше. Здесь имеют дело не с уменьшением г из-за изменения температуры, более того, темп ядерного горения здесь меняется слабо. Проявление данной тепловой неустойчивости состоит в неустойчивости эволюции звезды на стадии горения гелия в ядре и водорода в слоевом источнике. Математически это сводится к тому, что зависящие от времени решения уравнений эволюции оказываются неустойчивыми, т.е. сколь угодно малые различия в начальных условиях ведут со временем к большим различиям в решениях. В процессе развития данной неустойчивости соотношения между характерными временами г /, гг /, т по порядку величины не меняются. Неустойчивость является необходимым условием развития стохастичности [138], проявляющейся в численных расчетах. [29]
Эта зона называется промежуточной конвективной или полуконвективной. Причиной появления этой зоны с ростом массы звезды является увеличение роли лучистого давления, которое уменьшает Va по сравнению с чисто газовым случаем. Примерное равенство 72 и Vrad) а также близость этой зоны к конвективному ядру приводят к большим неопределенностям в счете. Выбор между зтими критериями решающим образом влияет на перемешивание между ядром и полуконвективной зоной. В случае критерия Шварцшильда (10.3) зона полуконвекции соприкасается с ядром, однако предполагается не полное перемешивание, а установление такого градиента концентрации, при котором 72 Trad-Расчеты по разным критериям приводят к неопределенностям в пределах - 10 % на стадии горения водорода и к существенно большим различиям на поздних стадиях. Это касается, в частности, положения массивных звезд с 10 Л / 40 Л / о на стадии горения гелия в ядре: в случае критерия (10.11) гелий в основном сгорает, когда звезда является красным сверхгигантом с Tef 5000 К, а в случае критерия (10.3) основное время горения гелия массивная звезда проводит в области голубых сверхгигантов с Г104 К. [30]