Наивные вопросы о звёздной эволюции

[Anton_Peplov]

Здесь я буду задавать наивные вопросы о звёздной эволюции, возникающие после потребления научпопа и заглядывания в учебники.

Вопрос № 1. Звёзды первого поколения.

Пытаюсь уместить в голове три утверждения, о каждом из которых сейчас не вспомню, как именно оно попало в голову, но вроде бы все из надёжных источников. Но, кажется, как минимум одно неверно.

1. Маленькие звёзды образуются гораздо чаще больших. Поэтому $>70\%$ звёзд в Галактике (и, видимо, во Вселенной) - красные карлики. Бурых должно быть ещё больше, просто их наблюдать труднее.

2. Никто ещё не видел мёртвого осла гелиевый белый карлик. Потому что для звёзд, из которых они образуются ($<0{,}5 M_\astrosun$) расчётное время пребывания на главной последовательности превышает время, прошедшее после Большого взрыва.

3. Астрономы ищут и никак не могут найти звёзды первого поколения (т.е. образовавшиеся из вещества, никогда до этого не бывшего в составе звёзд).

Что-то тут не так. Потому что если первые два пункта верны, в Галактике должно быть не протолкнуться от недогоревших красных карликов первого поколения.

Спасибо.

[EUgeneUS]

Сразу же из википедии

Цитата:

Одна из загадок астрономии — слишком малое количество красных карликов, совсем не содержащих металлов. Согласно модели Большого взрыва, первое поколение звёзд должно было содержать только лишь водород и гелий (и совсем небольшое количество лития). Если в числе этих звёзд были красные карлики, то они должны наблюдаться сегодня, чего не происходит. Общепринятое объяснение заключается в том, что звезды с малой массой не могут сформироваться без тяжёлых элементов. Так как в лёгких звёздах протекают термоядерные реакции с участием водорода в присутствии металлов, то ранняя протозвезда с малой массой, лишённая металлов, не в состоянии «зажечься» и вынуждена оставаться газовым облаком до тех пор, пока не получит больше материи. Всё это служит поддержкой теории о том, что первые звёзды были очень массивными и вскоре погибли, выбросив большое количество металлов, необходимых для формирования лёгких звёзд.

[Munin]

Anton_Peplov в сообщении #1394641 писал(а):

1. Маленькие звёзды образуются гораздо чаще больших. Поэтому $>70\%$ звёзд в Галактике (и, видимо, во Вселенной) - красные карлики. Бурых должно быть ещё больше, просто их наблюдать труднее.

Насчёт красных карликов - видимо, да. (Их трудно наблюдать, поэтому до последних десятилетий их "не видели" в телескопы. Сейчас, вроде, цифры сближаются и сходятся.)
Насчёт бурых карликов - кажется, нет. Кажется, для бурого карлика надо попасть в узкий диапазон условий.

Anton_Peplov в сообщении #1394641 писал(а):

Что-то тут не так. Потому что если первые два пункта верны, в Галактике должно быть не протолкнуться от недогоревших красных карликов первого поколения.

А это действительно так и есть. Ну, не первого поколения, но вообще красных карликов - весьма много.

-- 22.05.2019 21:51:42 --

0. Да, EUgeneUS правильно подсказывает: звёзды первого поколения - это совсем не то же самое, что просто "самые старые звёзды".

Звёзд возрастом 10-12-13-14 миллиардов лет наблюдается достаточно большое количество. Но все они - не "первого поколения", по астрономическим критериям. Есть звёзды малой металличности (их уже не так много). Нулевой металличности не нашли нигде.

"Звёзды первого поколения" должны быть, по расчётам, не просто нулевой металличности, но и отличаться по другим параметрам. Не нашли.

[Pphantom]

Anton_Peplov в сообщении #1394641 писал(а):

Бурых должно быть ещё больше, просто их наблюдать труднее.

В предположении, что механизм их образования такой же, как у звезд. Это, скажем так, не очевидно.

Anton_Peplov в сообщении #1394641 писал(а):

3. Астрономы ищут и никак не могут найти звёзды первого поколения (т.е. образовавшиеся из вещества, никогда до этого не бывшего в составе звёзд).

Не слишком уж ищут - шансы почти нулевые. Скорее имеют в виду, что "а вдруг?"...

Anton_Peplov в сообщении #1394641 писал(а):

Что-то тут не так. Потому что если первые два пункта верны, в Галактике должно быть не протолкнуться от недогоревших красных карликов первого поколения.

В принципе, EUgeneUS уже процитировал частично правильное объяснение. Осталось разве что дополнить его и поправить.

Нужны не тяжелые элементы и не металлы сами по себе, а пыль. Еще точнее - эффективный способ охлаждения. Дело в том, что протозвезда, сжимающаяся под действием собственной гравитации, нагревается, газовое давление внутри нее возрастает, и процесс сжатия должен был бы останавливаться задолго до того как температура в центре достигнет величины, достаточной для запуска термоядерных реакций. Чтобы этого не произошло, сжимающуюся звезду, как это не парадоксально, надо охлаждать. Это могло бы происходить за счет излучения, однако при температурах $\gtrsim 10^{(4 \div 5)}$ К большая часть энергии высвечивается в УФ и более высокоэнергетичных диапазонах, для которых внешние слои протозвезды непрозрачны. Соответственно, нужно что-то, не просто поглощающее коротковолновое излучение, но и переизлучающее его в длинноволновой области, в которой излучение может выбраться наружу. В "современных" звездах эту роль выполняет пыль, но она состоит из углерода, кислорода, кремния и т.д. (водорода, конечно, тоже, но им одним не обойдешься), а их в момент формирования первых звезд еще не было.

Для звезд первого поколения подобный агент охлаждения, в принципе, тоже найден - это молекулы $\text{H}_2$. Однако он намного менее эффективен, поэтому с его использованием могли образовываться только очень массивные по современным меркам звезды. Существовали они сравнительно недолго (и сейчас такие уже не получатся - запустившийся CN-цикл даст такое энерговыделение, которое просто сорвет внешние слои звезды), так что их уже давно нет (т.е. наблюдать их придется на очень больших расстояниях). Соответственно, все маломассивные карлики - это уже более поздние звезды, возникшие тогда, когда хоть какое-то количество тяжелых элементов уже поступило в межзвездную среду и, как следствие, в протозвездное вещество.

[Anton_Peplov]

Спасибо.

Pphantom в сообщении #1394647 писал(а):

Для звезд первого поколения подобный агент охлаждения, в принципе, тоже найден - это молекулы $\text{H}_2$.

Интересно.

Ахметов Н. С. в Общая и неорганическая химия: учебник для вузов М.: Высшая школа 1981 на с. 273-274 писал(а):

Вследствие высокой энергии диссоциации (435 кДж/моль) распад молекул $\text{H}_2$ на атомы происходит в заметной степени лишь при температуре выше $2000 \ ^\circ \rm C$

Протозвезда, конечно, изначально гораздо холоднее. Но она будет нагреваться при сжатии. Разве при $\sim 2000 \ ^\circ \rm C$ термоядерные реакции уже запустятся? Не может быть. А ведь водород уже развалится.

[Pphantom]

Нет, конечно, но это и не требуется (пыль при температурах, при которых идут термоядерные реакции, тоже существовать не сможет). Нужно добиться того, чтобы излучение прошло через внешние слои протозвезды, где атомы практически не ионизованы.

[Anton_Peplov]

А, вот оно что. Этот посредник-агент (пыль или молекулярный водород) находится во внешних слоях протозвезды. Туда долетают кванты жёсткого излучения из недр, агент их поглощает и переизлучает уже в оптике/ИК. Так?

[Pphantom]

Да, именно так.

[Igrickiy(senior)]

К слову.
В.М. Липунов и "машина сценариев эволюции звезд".

[bondkim137]

Pphantom, но ведь для образования облака молекулярного водорода из атомного (в достаточной концентрации) разве не требуется сжать и охладить это облако до соответствующих температур? Каков в современном понимании механизм возникновения облака молекулярного водорода из очень-очень разряженного облака атомного водорода, да еще и в довольно короткие сроки, есть ли модели?

[Pphantom]

bondkim137 в сообщении #1394680 писал(а):

Каков в современном понимании механизм возникновения облака молекулярного водорода из очень-очень разряженного облака атомного водорода, да еще и в довольно короткие сроки, есть ли модели?

Есть, но в целом это действительно проблемное место, причем не только для звезд первого поколения, но и для современного звездообразования. Разные варианты объяснения по тем или иным причинам (в частности, по времени) с очень большим скрипом вписываются в допуски.

А так... например, тепловая неустойчивость: распад среды на две фракции с существенно разными плотностями и температурами из-за того, что более плотное вещество лучше излучает (и, как следствие, охлаждается).

[Anton_Peplov]

Pphantom в сообщении #1394647 писал(а):

с его использованием могли образовываться только очень массивные по современным меркам звезды

А насколько массивные? И сколько они в итоге просуществовали?

[bondkim137]

(Оффтоп)

Pphantom в сообщении #1394703 писал(а):

Есть, но в целом это действительно проблемное место

Спасибо

[Pphantom]

Anton_Peplov в сообщении #1395065 писал(а):

А насколько массивные?

Тут есть только достаточно приблизительные оценки, но получается $\sim 10^{(2\div 3)} \mathfrak{M}_\odot$. Кажется, можно исхитриться и выжать $10^4 \mathfrak{M}_\odot$, но это уже даже не "приблизительная оценка", а полуинтуитивная экстраполяция имеющихся численных моделей, ручаться за правильность которой я совсем не буду.

Anton_Peplov в сообщении #1395065 писал(а):

И сколько они в итоге просуществовали?

Они должны были перестать возникать примерно через один-два миллиарда лет после БВ (и это уже чисто наблюдательная оценка), поскольку к этому моменту тяжелых элементов стало уже достаточно для запуска CN-цикла в формирующихся звездах (в итоге, например, в нашей Галактике их нет, а объекты с подозрением на их существование, и то достаточно спорным, находятся на $z \approx 7$). Время жизни одной конкретной звезды - порядка $10^6$ лет, причем это скорее оценка сверху.

P.S. Прошу прощения за задержку с ответом, но я как-то пропустил сообщение и заметил его только сейчас, после появления следующего.

[Anton_Peplov]

Спасибо.