Астрономы объяснили, почему у стареющих звезд внезапно падает светимость

Фото из открытых источников

С точки зрения невооруженного глаза, звезды стабильны и предсказуемы. Ничего особенного не происходит, кроме свечения. Само Солнце довольно плоское и ничем не примечательное, и будет светить относительно стабильно миллиарды лет. Оно считается маломассивной звездой по сравнению с самыми массивными звездами, которые встречаются реже и имеют массу во много раз большую, чем у него.

Мощные телескопы позволяют наблюдать миллионы звезд разных типов и возрастов. Астрофизики и астрономы наблюдают за Солнцем и его маломассивными собратьями, отмечая изменения в их свечении, как и за всеми другими типами звезд. Их наблюдения позволяют увидеть изменения, которые претерпевают звезды за свою долгую жизнь.

По мере того, как маломассивные звезды, такие как Солнце, истощают свои запасы водорода и эволюционируют, они превращаются в звезды ветви красных гигантов (RGB). Это не только теоретическое, но и наблюдательное заключение. Звезды RGB легко наблюдать и изучать по двум причинам: они яркие и их много. Арктур, Альдебаран и Поллус — яркие звезды, видимые невооруженным глазом, и все они являются звездами RGB. (Хорошо известная Бетельгейзе — это красный сверхгигант, хотя это не совсем то же самое.)

По мере старения и охлаждения звёзд на ветвях красных гигантов (RGB) они увеличиваются в размерах и становятся ярче. Это довольно плавное изменение. Но по какой-то причине наблюдается кратковременное и резкое падение их яркости, известное как пик яркости RGB. Этот пик получил своё название из-за того, как он выглядит на диаграммах цвет-величина звёздных скоплений.

Астрофизики знают, почему этот пик заканчивается. Но что его инициирует, до сих пор не объяснено. Астрофизикам не нравится этот пробел в их знаниях, и они пытаются его заполнить.

В новом исследовании, опубликованном в The Astrophysical Journal Letters, дано объяснение этому явлению. Статья называется «Роль удельной энтропии в возникновении пика светимости», и её автором является Саския Хеккер. Хеккер — профессор теоретической астрофизики и руководитель группы теории и наблюдений звёзд в Гейдельбергском институте теоретических исследований.

«В процессе своей эволюции звезды следуют определенному пути в пространстве светимость-температура. Маломассивные звезды, у которых исчерпан водород в ядре, следуют так называемой ветви красных гигантов (RGB), которая преимущественно направлена на увеличение светимости и снижение температуры поверхности», — объясняет Хеккер. «Всплеск светимости — это временное снижение светимости на фоне этой общей тенденции к увеличению».

Этот пик теоретически обоснован и подтвержден наблюдениями. Однако между теорией и наблюдением есть одно расхождение. В моделях пик появляется при более высоких светимостях, чем наблюдаемый пик, то есть он появляется позже. «Чтобы понять, почему пик появляется позже в моделях, чем в наблюдениях, необходимо разобраться в физике этого явления», — объясняет Хеккер.

Звезды, включая наше Солнце, имеют слоистую структуру, и звезды типа «красный-зеленый гигант» не являются исключением. Но в отличие от Солнца, звезды типа «красный-зеленый гигант» израсходовали весь водород в своих ядрах, и большая часть оставшегося водорода находится в их оболочках. Поскольку ядро израсходовало весь водород, превратив его в гелий в результате термоядерного синтеза, ядро представляет собой инертный гелий. Термоядерный синтез в звездах типа «красный-зеленый гигант» происходит в тонкой оболочке. В обеих этих областях энергия передается посредством излучения.

Над этой областью излучения находится конвективная внешняя оболочка.

По мере того, как звезда типа «красный гигант» поднимается по ветви гигантов, ядро сжимается, а поверхность расширяется. Поскольку ядро состоит из инертного гелия, оно не оказывает внешнего давления и вдавливается внутрь. «Это приводит к тому, что самый глубокий слой конвективной оболочки смещается внутрь, достигая слоев, химический состав которых изменился в результате процессов горения на ранних этапах эволюции звезды», — объясняет Хеккер.

В этот момент происходит вынос грунта, поскольку более глубокие слои вытесняются в конвективную зону. Так как конвективная зона является конвективной, материал из радиационной зоны смешивается с конвективной зоной, изменяя её состав.

Теперь возникает ситуация, когда глубоко внутри звезды смещается граница, называемая основанием конвективной зоны (ОКЗ). Она определяется термодинамическим свойством, называемым удельной энтропией. По сути, она измеряет степень неупорядоченности газа в ОКЗ. По мере того, как ОКЗ перемещается глубже внутрь звезды, разница энтропии на границе уменьшается. После определенного момента энтропия на границе падает ниже критического значения, и это вызывает скачок светимости.

Предыдущие объяснения этого явления основывались на механике. В тех объяснениях тонкая оболочка, в которой происходит сжигание водорода, достигает границы, и что-то внутри звезды изменяется, вызывая появление этого явления. В этом объяснении же явление возникает, когда в термодинамических процессах звезды преодолевается пороговое значение энтропии. Дело не просто в том, что слои встречаются.

Мы не можем заглянуть внутрь звёзд. Астрофизики используют физику, чтобы попытаться понять, что там происходит, и проверяют эти физические принципы на единственной видимой части звезды — её внешней оболочке. Это постоянный процесс уточнения теорий до тех пор, пока они не совпадут с наблюдениями.

«Это краткое объяснение возникновения всплеска является первым количественным описанием, предложенным на данный момент», — говорит Хеккер.

Эта новая работа войдет в более обширный корпус астрофизической теории.

«Это достоверное описание механизма возникновения пика дает важные и новые сведения для использования этого пика в качестве опорной точки в теории звездной эволюции», — пишет Хеккер. «Такие дополнительные знания о возникновении пика потенциально могут быть использованы для принятия более обоснованных решений по изменению физических параметров в звездных моделях, выходящих за рамки калибровки перерегулирования, чтобы разместить пик в моделях звездной эволюции на правильной светимости, одновременно согласовывая их с измеренными поверхностными содержаниями элементов».