Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Для скаковой лошади см. Основную последовательность (лошадь) .
Герцшпрунга-Рассела диаграмма , вычерчивает светимость (или абсолютной величины ) звезды с его индексом цвета (представлено в виде B-V). Основная последовательность видна как заметная диагональная полоса, идущая от верхнего левого угла к нижнему правому. На этом графике показаны 22 000 звезд из Каталога Hipparcos вместе с 1000 звездами низкой светимости (красные и белые карлики) из Каталога ближайших звезд Gliese .
Звездообразование
LH 95.jpg
Классы объектов
Теоретические концепции

В астрономии , то основная последовательность представляет собой непрерывные и отличительные полосы звезд , который появляется на участках звездного цвета по сравнению с яркостью . Эти графики цветовой величины известны как диаграммы Герцшпрунга – Рассела в честь их со-разработчиков Эйнара Герцспрунга и Генри Норриса Рассела . Звезды на этой полосе известны как звезды главной последовательности или карликовые звезды . Это самые многочисленные настоящие звезды во Вселенной, в том числе и Солнце Земли .

После конденсации и зажигания звезды, он генерирует тепловую энергию в своей плотной области сердцевины через ядерный синтез из водорода в гелий . На этом этапе жизни звезды она находится на главной последовательности в позиции, определяемой в первую очередь ее массой, но также основанной на ее химическом составе и возрасте. Ядра звезд главной последовательности находятся в гидростатическом равновесии , при котором внешнее тепловое давление от горячего ядра уравновешивается внутренним давлением гравитационного коллапса.из вышележащих слоев. Сильная зависимость скорости генерации энергии от температуры и давления помогает поддерживать этот баланс. Энергия, генерируемая в ядре, достигает поверхности и излучается в фотосфере . Энергия переносится либо излучением, либо конвекцией , причем последняя возникает в областях с более крутыми градиентами температуры, большей непрозрачностью или и тем, и другим.

Основная последовательность иногда делится на верхнюю и нижнюю части в зависимости от доминирующего процесса, который звезда использует для выработки энергии. Звезды ниже примерно в 1,5 раза массы Солнца (1,5  М ☉ ) в первую очередь предохранитель атомов водорода вместе в ряд стадий с образованием гелия, последовательность называется протон-протонный цепь . Выше этой массы в верхней главной последовательности в процессе ядерного синтеза в основном используются атомы углерода , азота и кислорода в качестве посредников в цикле CNO.который производит гелий из атомов водорода. Звезды главной последовательности с более чем двумя солнечными массами испытывают конвекцию в областях своего ядра, которая возбуждает вновь созданный гелий и поддерживает долю топлива, необходимую для термоядерного синтеза. Ниже этой массы ядра звезд полностью излучают с конвективными зонами у поверхности. С уменьшением звездной массы доля звезды, образующей конвективную оболочку, неуклонно увеличивается. Звезды главной последовательности ниже 0,4  M ☉ испытывают конвекцию по всей своей массе. Когда конвекция ядра не происходит, богатое гелием ядро ​​образуется, окруженное внешним слоем водорода.

В целом, чем массивнее звезда, тем короче ее продолжительность жизни на главной последовательности. После того, как водородное топливо в ядре будет израсходовано, звезда эволюционирует от главной последовательности на диаграмме HR, в сверхгиганта , красного гиганта или прямо в белый карлик .

История [ править ]

Горячие и блестящие звезды главной последовательности O-типа в областях звездообразования. Все эти области звездообразования содержат много горячих молодых звезд, в том числе несколько ярких звезд спектрального класса O. [1]

В начале 20 века информация о типах звезд и расстояниях до них стала более доступной. Показано, что спектры звезд имеют отличительные особенности, что позволило разделить их на категории. Энни Джамп Кэннон и Эдвард С. Пикеринг из обсерватории Гарвардского колледжа разработали метод категоризации, который стал известен как Гарвардская схема классификации , опубликованная в Harvard Annals в 1901 году [2].

В Потсдаме в 1906 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг заметил, что самые красные звезды - классифицированные как K и M в Гарвардской схеме - можно разделить на две отдельные группы. Эти звезды либо намного ярче Солнца, либо намного тусклее. Чтобы различать эти группы, он назвал их «звездами-гигантами» и «карликами». В следующем году он начал изучать звездные скопления ; большие группы звезд, которые расположены примерно на одинаковом расстоянии. Он опубликовал первые графики зависимости цвета от светимости этих звезд. Эти графики показали заметную и непрерывную последовательность звезд, которую он назвал Главной последовательностью. [3]

В Принстонском университете , Генри Норрис Рассел был следующий подобный ход исследования. Он изучал взаимосвязь между спектральной классификацией звезд и их фактической яркостью с поправкой на расстояние - их абсолютной величиной . Для этой цели он использовал набор звезд с надежными параллаксами, многие из которых были классифицированы в Гарварде. Когда он сопоставил спектральные типы этих звезд с их абсолютной величиной, он обнаружил, что карликовые звезды следуют четкой взаимосвязи. Это позволило с разумной точностью предсказать реальную яркость карликовой звезды. [4]

Из красных звезд, наблюдаемых Герцшпрунгом, карликовые звезды также следовали соотношению спектральная светимость, обнаруженному Расселом. Однако звезды-гиганты намного ярче карликов и поэтому не подчиняются тем же отношениям. Рассел предположил, что «звезды-гиганты должны иметь низкую плотность или большую поверхностную яркость, и обратное верно для карликовых звезд». Эта же кривая также показала, что слабых белых звезд было очень мало. [4]

В 1933 году Бенгт Стрёмгрен ввел термин диаграмма Герцшпрунга – Рассела для обозначения диаграммы светимость-спектральный класс. [5] Это название отражает параллельное развитие этой техники Герцшпрунгом и Расселом в начале века. [3]

Поскольку в 1930-е годы разрабатывались эволюционные модели звезд, было показано, что для звезд с однородным химическим составом существует связь между массой звезды, ее светимостью и радиусом. То есть для заданной массы и состава существует уникальное решение для определения радиуса и светимости звезды. Это стало известно как теорема Фогта – Рассела ; назван в честь Генриха Фогта и Генри Норриса Рассела. Согласно этой теореме, когда химический состав звезды и ее положение на главной последовательности известны, также известны масса и радиус звезды. (Однако впоследствии было обнаружено, что теорема несколько нарушается для звезд неоднородного состава.) [6]

Уточненная схема классификации звезд была опубликована в 1943 году Уильямом Уилсоном Морганом и Филипом Чайлдсом Кинаном . [7] Согласно классификации МК, каждой звезде был присвоен спектральный тип - на основе классификации Гарварда - и класс светимости. Гарвардская классификация была разработана путем присвоения каждой звезде разных букв в зависимости от силы спектральной линии водорода до того, как стала известна связь между спектрами и температурой. При упорядочении по температуре и удалении повторяющихся классов спектральные типы звезд следовали в порядке убывания температуры с цветами от синего до красного, последовательность O, B, A, F, G, K и M. (Популярный мнемоническийдля запоминания этой последовательности звездных классов: «О, будь хорошей девушкой / парнем, поцелуй меня».) Класс светимости варьировался от I до V в порядке уменьшения светимости. Звезды V класса светимости принадлежали к главной последовательности. [8]

В апреле 2018 года астрономы сообщили об обнаружении самой далекой «обычной» (то есть главной последовательности) звезды , названной Икар (формально MACS J1149 Lensed Star 1 ), на расстоянии 9 миллиардов световых лет от Земли . [9] [10]

Формирование и эволюция [ править ]

Основные статьи: Звездообразование , Protostar , Pre-звезда главной последовательности , и Звездная эволюция § Основная последовательность

Когда протозвезда образуются из распада в виде гигантского молекулярного облака газа и пыли в локальной межзвездной среде , исходная композиция является однородной, состоящей из приблизительно 70% водорода, 28% гелий и следовых количеств других элементов, по массе. [11] Начальная масса звезды зависит от местных условий в облаке. (Распределение масс новообразованных звезд эмпирически описывается начальной функцией масс .) [12] Во время начального коллапса эта звезда до главной последовательностигенерирует энергию за счет гравитационного сжатия. Когда звезды становятся достаточно плотными, они начинают превращать водород в гелий и выделять энергию в результате экзотермического процесса ядерного синтеза . [8]

Когда ядерный синтез водорода становится доминирующим процессом производства энергии и избыточная энергия, полученная в результате гравитационного сжатия, теряется, [13] звезда располагается вдоль кривой на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (или диаграмме HR), называемой стандартной главной последовательностью. Астрономы иногда называют эту стадию «главной последовательностью нулевого возраста» или ZAMS. [14] [15] Кривая ZAMS может быть рассчитана с использованием компьютерных моделей звездных свойств в точке, когда звезды начинают синтез водорода. С этого момента яркость и температура поверхности звезд обычно увеличиваются с возрастом. [16]

Звезда остается около своего исходного положения на главной последовательности до тех пор, пока не будет израсходовано значительное количество водорода в ядре, а затем начинает развиваться в более яркую звезду. (На диаграмме HR развивающаяся звезда движется вверх и вправо от главной последовательности.) Таким образом, главная последовательность представляет собой первичную стадию сжигания водорода на протяжении всей жизни звезды. [8]

Свойства [ править ]

Большинство звезд на типичной диаграмме ЧСС лежат вдоль кривой главной последовательности. Эта линия ярко выражена, потому что и спектральный класс, и светимость зависят только от массы звезды, по крайней мере, в нулевом приближении , если она объединяет водород в своем ядре - а это то, на что почти все звезды тратят большую часть своего времени. активная "жизнь творит". [17]

Температура звезды определяет ее спектральный класс через ее влияние на физические свойства плазмы в ее фотосфере . На излучение энергии звезды как функцию длины волны влияют как ее температура, так и состав. Ключевой показатель этого распределения энергии задается индекс цвета , B  -  V , который измеряет звезды величины в синем ( B ) и зелено-желтый ( V ) свет с помощью фильтров. [примечание 1] Эта разница в величине является мерой температуры звезды.

Терминология гномов [ править ]

Звезды главной последовательности называются карликовыми звездами [18] [19], но эта терминология частично носит исторический характер и может сбивать с толку. Что касается более холодных звезд, то карлики, такие как красные карлики , оранжевые карлики и желтые карлики , действительно намного меньше и тусклее, чем другие звезды этих цветов. Однако для более горячих синих и белых звезд разница в размере и яркости между так называемыми «карликовыми» звездами, которые находятся на главной последовательности, и так называемыми «гигантскими» звездами, которых нет, становится меньше. Для самых горячих звезд различие не наблюдается напрямую, и для этих звезд термины «карлик» и «гигант» относятся к различиям в спектральных линиях.которые указывают, находится ли звезда на главной последовательности или нет. Тем не менее очень горячие звезды главной последовательности все еще иногда называют карликами, хотя они имеют примерно такой же размер и яркость, как «гигантские» звезды этой температуры. [20]

Обычное использование слова «карлик» для обозначения главной последовательности сбивает с толку и в другом смысле, потому что есть карликовые звезды, которые не являются звездами главной последовательности. Например, белый карлик - это мертвое ядро, оставшееся после того, как звезда сбросила свои внешние слои, и он намного меньше звезды главной последовательности, примерно размером с Землю . Они представляют собой заключительный этап эволюции многих звезд главной последовательности. [21]

Параметры [ править ]

Сравнение звезд главной последовательности каждого спектрального класса

Рассматривая звезду как идеализированный излучатель энергии, известный как черное тело , светимость L и радиус R можно связать с эффективной температурой T eff по закону Стефана-Больцмана :

где σ - постоянная Стефана – Больцмана . Поскольку положение звезды на диаграмме HR показывает ее приблизительную светимость, это соотношение можно использовать для оценки ее радиуса. [22]

Масса, радиус и светимость звезды тесно взаимосвязаны, и их соответствующие значения могут быть аппроксимированы тремя соотношениями. Во-первых, это закон Стефана – Больцмана , который связывает светимость L , радиус R и температуру поверхности T eff . Во- вторых, масса-светимость , которая связывает светимость L и масса M . Наконец, связь между M и R близка к линейной. Отношение М к R возрастает на коэффициент только три более 2,5 порядков из М. Это соотношение примерно пропорционально внутренней температуре звезды T I , и ее чрезвычайно медленный рост отражает тот факт, что скорость генерации энергии в ядре сильно зависит от этой температуры, тогда как она должна соответствовать соотношению масса – светимость. Таким образом, слишком высокая или слишком низкая температура приведет к нестабильности звезды.

Лучшее приближение - взять ε = L / M , скорость генерации энергии на единицу массы, поскольку ε пропорциональна T I 15 , где T I - внутренняя температура. Это подходит для звезд, по крайней мере, таких же массивных, как Солнце, демонстрирующих цикл CNO , и дает лучшее соответствие R ∝ M 0,78 . [23]

Параметры образца [ править ]

В таблице ниже показаны типичные значения звезд на главной последовательности. Значения светимости ( L ), радиуса ( R ) и массы ( M ) относятся к Солнцу - карликовой звезде со спектральной классификацией G2 V. Фактические значения для звезды могут отличаться на 20–30%. из значений, перечисленных ниже. [24]

Таблица звездных параметров главной последовательности [25]
Звездный классРадиусМассаЯркостьТемп.Примеры [26]
R / R ☉М / М ☉L / L ☉K
O61840500 00038 000Тета 1 Орионис С
B00 7,4180 20 00030 000Phi 1 Orionis
B50 3,80 6,5000, 80016 400Пи Андромеды А
A00 2,50 3,2000,0 8010 800Альфа Корона Бореалис А
A50 1,70 2,1000,0 200 8 620Beta Pictoris
F00 1,30 1,7000,00 60 7 240Гамма Вирджиния
F50 1,20 1,3000,00 2,50 6 540Эта Ариетис
G00 1,050 1,10000,00 1,260 5,920Beta Comae Berenices
G20 1 .000 1 .00000,00 1 .000 5,780Вс [примечание 2]
G50 0,930 0,93000,00 0,790 5 610Alpha Mensae
K00 0,850 0,78000,00 0,400 5,24070 Змееносец А
K50 0,740 0,69000,00 0,160 4 41061 Cygni A [27]
M00 0,510 0,60000,00 0,0720 3 800Лакайль 8760
M50 0,320 0,21000,00 0,00790 3 120EZ Aquarii A
M80 0,130 0,10000,00 0,00080 2 660Звезда Ван Бисбрука [28]

Производство энергии [ править ]

Смотрите также: Звездный нуклеосинтез
Логарифм относительного выхода энергии (ε) протон-протонного (PP), CNO и тройного α процессов синтеза при различных температурах (T). Пунктирной линией показано совместное генерирование энергии процессами PP и CNO внутри звезды. При температуре ядра Солнца процесс полипропилена более эффективен.

У всех звезд главной последовательности есть центральная область, где энергия генерируется ядерным синтезом. Температура и плотность этого ядра находятся на уровнях, необходимых для поддержания производства энергии, которая будет поддерживать остальную часть звезды. Уменьшение выработки энергии приведет к тому, что перекрывающая масса сожмет сердечник, что приведет к увеличению скорости плавления из-за более высокой температуры и давления. Точно так же увеличение производства энергии приведет к расширению звезды, что снизит давление в ядре. Таким образом, звезда образует саморегулирующуюся систему в гидростатическом равновесии, которая устойчива в течение своего существования на главной последовательности. [29]

Звезды главной последовательности используют два типа процессов синтеза водорода, и скорость генерации энергии от каждого типа зависит от температуры в области ядра. Астрономы делят главную последовательность на верхнюю и нижнюю части, исходя из того, какая из двух является доминирующим процессом слияния. В нижней главной последовательности энергия в первую очередь генерируется в результате протон-протонной цепи , которая непосредственно соединяет водород в серии стадий с образованием гелия. [30] Звезды в верхней части главной последовательности имеют достаточно высокие температуры ядра для эффективного использования цикла CNO (см. Диаграмму). В этом процессе используются атомы углерода , азота и кислорода. как посредники в процессе превращения водорода в гелий.

При температуре ядра звезды 18 миллионов Кельвинов процесс PP и цикл CNO одинаково эффективны, и каждый тип генерирует половину чистой светимости звезды. Поскольку это температура ядра звезды с массой около 1,5 M ☉ , верхняя главная последовательность состоит из звезд с массой выше этой. Таким образом, грубо говоря, звезды спектрального класса F или более холодные относятся к нижней главной последовательности, а звезды типа A или более горячие - к верхней части главной последовательности. [16] Переход в производстве первичной энергии из одной формы в другую охватывает разницу в диапазоне менее одной солнечной массы. На Солнце, звезде с массой Солнца, только 1,5% энергии генерируется циклом CNO. [31] Напротив, звезды с 1.8 M ☉или выше генерируют почти весь свой выход энергии через цикл CNO. [32]

Наблюдаемый верхний предел для звезды главной последовательности составляет 120–200 M ☉ . [33] Теоретическое объяснение этого предела состоит в том, что звезды с массой выше этой массы не могут излучать энергию достаточно быстро, чтобы оставаться стабильными, поэтому любая дополнительная масса будет выбрасываться в виде серии пульсаций, пока звезда не достигнет стабильного предела. [34] Нижний предел для устойчивого протон-протонного ядерного синтеза составляет примерно 0,08 M ☉ или в 80 раз больше массы Юпитера . [30] Ниже этого порога находятся субзвездные объекты, которые не могут поддерживать синтез водорода, известные как коричневые карлики . [35]

Структура [ править ]

Основная статья: Звездная структура
На этой диаграмме показано поперечное сечение звезды типа Солнца, показывающее внутреннюю структуру.

Поскольку существует разница температур между ядром и поверхностью, или фотосферой , энергия переносится наружу. Двумя способами передачи этой энергии являются излучение и конвекция . Радиации зона , где энергия переносится излучением, устойчива к конвекции и существует очень мало перемешивание плазмы. Напротив, в зоне конвекции энергия переносится за счет движения массы плазмы, при этом более горячий материал поднимается, а более холодный материал опускается. Конвекция является более эффективным способом переноса энергии, чем излучение, но она будет происходить только в условиях, создающих крутой градиент температуры. [29] [36]

В массивных звездах (более 10 M ☉ ) [37] скорость генерации энергии за счет цикла CNO очень чувствительна к температуре, поэтому синтез сильно концентрируется в ядре. Следовательно, в центральной области существует высокий градиент температуры, что приводит к возникновению зоны конвекции для более эффективного переноса энергии. [30] Это смешивание материала вокруг ядра удаляет гелиевую золу из области горения водорода, позволяя потреблять больше водорода в звезде в течение жизни главной последовательности. Внешние области массивной звезды переносят энергию за счет излучения с небольшой конвекцией или без нее. [29]

Звезды средней массы, такие как Сириус, могут переносить энергию в основном за счет излучения с небольшой внутренней конвективной областью. [38] Звезды средних размеров с малой массой, такие как Солнце, имеют область ядра, устойчивую к конвекции, с зоной конвекции около поверхности, которая смешивает внешние слои. Это приводит к постоянному наращиванию богатого гелием ядра, окруженного богатой водородом внешней областью. Напротив, холодные звезды с очень малой массой (ниже 0,4 M ☉ ) повсюду конвективны. [12] Таким образом, гелий, образующийся в ядре, распределяется по звезде, создавая относительно однородную атмосферу и пропорционально увеличивая продолжительность жизни на главной последовательности. [29]

Вариация яркости-цвета [ править ]

ВС является наиболее известным примером звезды главной последовательности

Поскольку неплавящийся гелиевый пепел накапливается в ядре звезды главной последовательности, уменьшение содержания водорода на единицу массы приводит к постепенному снижению скорости синтеза в пределах этой массы. Поскольку это поток энергии, полученной от термоядерного синтеза, который поддерживает более высокие слои звезды, ядро ​​сжимается, создавая более высокие температуры и давления. Оба фактора увеличивают скорость термоядерного синтеза, тем самым смещая равновесие в сторону меньшего, более плотного и горячего ядра, производящего больше энергии, усиление которой отталкивает более высокие слои дальше. Таким образом, с течением времени происходит неуклонное увеличение светимости и радиуса звезды. [16] Например, светимость раннего Солнца составляла всего около 70% от его текущего значения. [39]С возрастом звезды это увеличение яркости меняет свое положение на диаграмме HR. Этот эффект приводит к расширению полосы главной последовательности, поскольку звезды наблюдаются на случайных стадиях их жизни. То есть полоса главной последовательности становится толстой на диаграмме HR; это не просто узкая линия. [40]

Другие факторы, которые расширяют полосу главной последовательности на диаграмме HR, включают неопределенность в расстоянии до звезд и наличие неразрешенных двойных звезд, которые могут изменять наблюдаемые звездные параметры. Однако даже идеальное наблюдение покажет нечеткую главную последовательность, потому что масса - не единственный параметр, влияющий на цвет и светимость звезды. Изменения в химическом составе , вызванные начальными содержаниями, звезды эволюционного состояние , [41] взаимодействие с близким компаньоном , [42] быстрого вращение , [43] или магнитное полеВсе они могут немного изменить положение на диаграмме сердечного ритма звезды главной последовательности, и это лишь несколько факторов. Например, есть бедные металлами звезды (с очень низким содержанием элементов с более высокими атомными номерами, чем у гелия), которые расположены чуть ниже главной последовательности и известны как субкарлики . Эти звезды объединяют водород в своих ядрах, поэтому они отмечают нижнюю границу нечеткости главной последовательности, вызванной различиями в химическом составе. [44]

Почти вертикальная область диаграммы ЧСС, известная как полоса нестабильности , занята пульсирующими переменными звездами, известными как переменные цефеиды . Эти звезды меняются по величине через равные промежутки времени, что придает им пульсирующий вид. Полоса пересекает верхнюю часть главной последовательности в области звезд классов A и F , имеющих массу от одной до двух солнечных. Пульсирующие звезды в этой части полосы нестабильности, которая пересекает верхнюю часть главной последовательности, называются переменными Дельта Щита . Звезды главной последовательности в этой области претерпевают лишь небольшие изменения в величине, поэтому это изменение трудно обнаружить. [45]Другие классы нестабильных звезд главной последовательности, такие как переменные Beta Cephei , не имеют отношения к этой полосе нестабильности.

Срок службы [ править ]

На этом графике показан пример зависимости массы от светимости для звезд главной последовательности нулевого возраста. Масса и светимость относятся к современному Солнцу.

Общее количество энергии, которое звезда может генерировать посредством ядерного синтеза водорода, ограничено количеством водородного топлива, которое может потребляться в ядре. Для звезды в равновесии тепловая энергия, генерируемая в ядре, должна быть, по крайней мере, равна энергии, излучаемой на поверхности. Поскольку светимость дает количество энергии, излучаемой в единицу времени, общая продолжительность жизни может быть оценена в первом приближении как общая произведенная энергия, деленная на светимость звезды. [46]

Для звезды с по крайней мере 0,5 M ☉ , когда запас водорода в ее ядре исчерпан и она расширяется, чтобы стать красным гигантом , она может начать плавить атомы гелия с образованием углерода . Энергия, выделяемая при синтезе гелия на единицу массы, составляет лишь одну десятую энергии, выделяемой при водородном процессе, и светимость звезды увеличивается. [47] Это приводит к гораздо более короткой продолжительности времени на этом этапе по сравнению со сроком службы главной последовательности. (Например, прогнозируется, что Солнце будет сжигать гелий 130 миллионов лет , по сравнению с примерно 12 миллиардами лет, сжигающими водород.) [48] Таким образом, около 90% наблюдаемых звезд выше 0,5 M☉ будет на главной последовательности. [49] Известно, что в среднем звезды главной последовательности следуют эмпирической зависимости массы от светимости . [50] Светимость ( L ) звезды примерно пропорциональна общей массе ( M ) по следующему степенному закону :

Это соотношение применимо к звездам главной последовательности в диапазоне 0,1–50 M ☉ . [51]

Количество топлива, доступного для ядерного синтеза, пропорционально массе звезды. Таким образом, время жизни звезды на главной последовательности можно оценить, сравнив его с моделями солнечной эволюции. ВС была главной последовательности звезд в течение примерно 4,5 миллиарда лет , и он станет красным гигантом в 6,5 миллиарда лет, [52] на общую последовательность основного времени жизни примерно 10 10 лет. Следовательно: [53]

где M и L - масса и светимость звезды, соответственно, - масса Солнца , - светимость Солнца и - расчетное время жизни звезды на главной последовательности.

Хотя у более массивных звезд есть больше топлива для сжигания и интуитивно можно ожидать, что они прослужат дольше, они также излучают пропорционально большее количество с увеличением массы. Этого требует уравнение состояния звезды; для того, чтобы массивная звезда поддерживала равновесие, внешнее давление излучаемой энергии, генерируемой в ядре, не только должно, но и возрастать, чтобы соответствовать титаническому внутреннему гравитационному давлению ее оболочки. Таким образом, самые массивные звезды могут оставаться на главной последовательности всего несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой менее одной десятой солнечной массы могут существовать более триллиона лет. [54]

Точное соотношение массы и светимости зависит от того, насколько эффективно энергия может передаваться от ядра к поверхности. Более высокая непрозрачность имеет изолирующий эффект, который сохраняет больше энергии в ядре, поэтому звезде не нужно производить столько энергии, чтобы оставаться в гидростатическом равновесии . Напротив, более низкая непрозрачность означает, что энергия уходит быстрее, и звезда должна сжигать больше топлива, чтобы оставаться в равновесии. [55] Достаточно высокая непрозрачность может привести к переносу энергии за счет конвекции , которая изменяет условия, необходимые для сохранения равновесия. [16]

В звездах большой массы главной последовательности в непрозрачности преобладает рассеяние электронов , которое почти не меняется с ростом температуры. Таким образом, светимость увеличивается только как куб массы звезды. [47] Для звезд ниже 10 M ☉ непрозрачность становится зависимой от температуры, в результате чего светимость меняется примерно в четвертой степени массы звезды. [51] Для звезд очень малой массы молекулы в атмосфере также вносят свой вклад в непрозрачность. Ниже 0,5 М ☉, светимость звезды изменяется в зависимости от массы в степени 2,3, что приводит к сглаживанию наклона на графике зависимости массы от светимости. Однако даже эти уточнения являются лишь приближением, и соотношение масса-светимость может варьироваться в зависимости от состава звезды. [12]

Эволюционные треки [ править ]

Основная статья: Звездная эволюция
Эволюционный след звезды, подобной солнцу

Когда звезда главной последовательности потребляет водород в своем ядре, потеря выработки энергии вызывает возобновление ее гравитационного коллапса, и звезда уходит с главной последовательности. Путь, по которому звезда следует на диаграмме HR, называется эволюционным путем. [56]

Диаграмма H – R для двух рассеянных скоплений: NGC 188 (синий) старше и показывает меньшее отклонение от главной последовательности, чем M67 (желтый). Точки за пределами двух последовательностей - это в основном звезды переднего и заднего плана, не имеющие отношения к скоплениям.

Звезды с менее чем 0,23  М ☉ [57] , согласно прогнозам, непосредственно становятся белыми карликами , когда выработка энергии с помощью ядерного синтеза водорода в их ядре приходит к остановке, хотя звезды не достаточно стар, чтобы это произошло.

В более массивных звездах , чем 0,23  М ☉ , водород , окружающее ядро гелия достигает достаточную температуру и давление , чтобы пройти слияние, образуя водород горения оболочки и вызывая внешние слои звезды , чтобы расширить и охладить. Этап, когда эти звезды удаляются от главной последовательности, известен как ветвь субгигантов ; он относительно короткий и выглядит как пробел в эволюционном треке, поскольку в этот момент наблюдается мало звезд.

Когда гелиевое ядро ​​маломассивных звезд вырождается или внешние слои звезд промежуточных масс охлаждаются достаточно, чтобы стать непрозрачными, температура их водородных оболочек повышается, и звезды начинают становиться более яркими. Это известно как ветвь красных гигантов ; это относительно долгоживущий этап, и он отчетливо виден на диаграммах H – R. Эти звезды в конечном итоге закончат свою жизнь белыми карликами. [58] [59]

Самые массивные звезды не становятся красными гигантами; вместо этого их ядра быстро нагреваются до температуры, достаточной для плавления гелия и, в конечном итоге, более тяжелых элементов, и они известны как сверхгиганты . Они следуют приблизительно горизонтальным эволюционным путям от главной последовательности до вершины диаграммы H – R. Сверхгиганты относительно редки и не видны на большинстве диаграмм H – R. Их ядра в конечном итоге коллапсируют, что обычно приводит к сверхновой и оставляет после себя нейтронную звезду или черную дыру . [60]

Когда скопление звезд формируется примерно в одно и то же время, продолжительность жизни этих звезд на главной последовательности будет зависеть от их индивидуальных масс. Самые массивные звезды покинут главную последовательность первыми, а за ними последуют звезды еще меньшей массы. Положение, где звезды в скоплении покидают главную последовательность, известно как точка поворота . Зная продолжительность жизни звезд на главной последовательности в этот момент, становится возможным оценить возраст скопления. [61]

Примечания [ править ]

  1. ^ Измерение разницы между этими значениями устраняет необходимость корректировки величин с учетом расстояния. Однако на это может повлиять межзвездное вымирание .
  2. ^ Солнце - типичная звезда типа G2V.

Ссылки [ править ]

  1. ^ «Самые яркие звезды не живут одни» . Пресс-релиз ESO . Проверено 27 июля 2012 года .
  2. ^ Longair, Malcolm S. (2006). Космический век: история астрофизики и космологии . Издательство Кембриджского университета. С.  25–26 . ISBN 978-0-521-47436-8.
  3. ^ a b Браун, Лори М .; Паис, Авраам ; Пиппард, AB , ред. (1995). Физика двадцатого века . Бристоль ; Нью-Йорк: Институт физики , Американский институт физики . п. 1696. ISBN 978-0-7503-0310-1. OCLC  33102501 .
  4. ^ a b Рассел, HN (1913). « » Гигант «и„карликовые“звезды». Обсерватория . 36 : 324–329. Bibcode : 1913Obs .... 36..324R .
  5. ^ Стремгрен Бенгт (1933). «Об интерпретации диаграммы Герцшпрунга-Рассела». Zeitschrift für Astrophysik . 7 : 222–248. Bibcode : 1933ZA ...... 7..222S .
  6. ^ Schatzman, Evry L .; Praderie, Франсуаза (1993). Звезды . Springer. С.  96–97 . ISBN 978-3-540-54196-7.
  7. ^ Морган, WW; Кинан, ПК; Келлман, Э. (1943). Атлас звездных спектров с изложением спектральной классификации . Чикаго, Иллинойс: Пресса Чикагского университета . Проверено 12 августа 2008 .
  8. ^ a b c Unsöld, Альбрехт (1969). Новый космос . Springer-Verlag New York Inc. стр. 268. ISBN 978-0-387-90886-1.
  9. ^ Келли, Патрик Л .; и другие. (2 апреля 2018 г.). «Чрезвычайное увеличение отдельной звезды на красном смещении 1,5 линзой скопления галактик». Природа . 2 (4): 334–342. arXiv : 1706.10279 . Bibcode : 2018NatAs ... 2..334K . DOI : 10.1038 / s41550-018-0430-3 . S2CID 125826925 . 
  10. ^ Хауэлл, Элизабет (2 апреля 2018 г.). «Редкое космическое мировоззрение показывает самую далекую звезду, которую когда-либо видели» . Space.com . Проверено 2 апреля 2018 .
  11. ^ Gloeckler, Джордж; Гейсс, Йоханнес (2004). «Состав локальной межзвездной среды с точки зрения диагностики ионами захвата». Успехи в космических исследованиях . 34 (1): 53–60. Bibcode : 2004AdSpR..34 ... 53G . DOI : 10.1016 / j.asr.2003.02.054 .
  12. ^ a b c Крупа, Павел (2002). «Начальная функция масс звезд: свидетельство однородности в переменных системах» . Наука . 295 (5552): 82–91. arXiv : astro-ph / 0201098 . Bibcode : 2002Sci ... 295 ... 82K . DOI : 10.1126 / science.1067524 . PMID 11778039 . S2CID 14084249 . Проверено 3 декабря 2007 .  
  13. ^ Шиллинг, Говерт (2001). «Новая модель показывает, что Солнце было горячей молодой звездой» . Наука . 293 (5538): 2188–2189. DOI : 10.1126 / science.293.5538.2188 . PMID 11567116 . S2CID 33059330 . Проверено 4 февраля 2007 .  
  14. ^ "Основная последовательность нулевого возраста" . Энциклопедия астрономии САО . Суинбернский университет . Проверено 9 декабря 2007 .
  15. ^ Хансен, Карл Дж .; Кавалер, Стивен Д. (1999), Звездные недра: физические принципы, структура и эволюция , Библиотека астрономии и астрофизики, Springer Science & Business Media, стр. 39, ISBN 978-0387941387
  16. ^ а б в г Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета. ISBN 978-0-226-10953-4.
  17. ^ "Звезды главной последовательности" . Австралийский телескоп и образование. 25 апреля 2018. Архивировано из оригинала 29 декабря 2013 года . Проверено 4 декабря 2007 .
  18. ^ Хардинг Э. Смит (21 апреля 1999 г.). "Диаграмма Герцшпрунга-Рассела" . Учебник Джина Смита по астрономии . Центр астрофизики и космических наук Калифорнийского университета в Сан-Диего . Проверено 29 октября 2009 .
  19. ^ Ричард Пауэлл (2006). "Диаграмма Герцшпрунга-Рассела" . Атлас Вселенной . Проверено 29 октября 2009 .
  20. ^ Мур, Патрик (2006). Астроном-любитель . Springer. ISBN 978-1-85233-878-7.
  21. ^ "Белый карлик" . КОСМОС - Энциклопедия астрономии САО . Суинбернский университет . Проверено 4 декабря 2007 .
  22. ^ "Происхождение диаграммы Герцшпрунга-Рассела" . Университет Небраски . Проверено 6 декабря 2007 .
  23. ^ "Курс по физическим свойствам, образованию и эволюции звезд" (PDF) . Университет Сент-Эндрюс . Проверено 18 мая 2010 .
  24. ^ Сисс, Лайонел (2000). «Вычисление изохрон» . Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles. Архивировано из оригинала на 2014-01-10 . Проверено 6 декабря 2007 .—Сравните, например, изохроны модели, созданные для ZAMS с массой 1,1 Солнца. Это указано в таблице, как светимость Солнца в 1,26 раза больше . При металличности Z = 0,01 светимость в 1,34 раза больше светимости Солнца. При металличности Z = 0,04 светимость в 0,89 раза больше светимости Солнца.
  25. ^ Zombeck, Мартин В. (1990). Справочник по космической астрономии и астрофизике (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-34787-7. Проверено 6 декабря 2007 .
  26. ^ "Астрономическая база данных SIMBAD" . Центр астрономических исследований Донна в Страсбурге . Проверено 21 ноября 2008 .
  27. ^ Удача, Р. Эрл; Хейтер, Ульрике (2005). «Звезды в пределах 15 парсеков: изобилие для северного образца» . Астрономический журнал . 129 (2): 1063–1083. Bibcode : 2005AJ .... 129.1063L . DOI : 10.1086 / 427250 .
  28. ^ Персонал (1 января 2008 г.). «Список ста ближайших звездных систем» . Консорциум по исследованию близких звезд. Архивировано из оригинального 13 мая 2012 года . Проверено 12 августа 2008 .
  29. ^ a b c d Брейнерд, Джером Джеймс (16 февраля 2005 г.). "Звезды основной последовательности" . Зритель от астрофизики . Проверено 4 декабря 2007 .
  30. ^ a b c Карттунен, Ханну (2003). Фундаментальная астрономия . Springer. ISBN 978-3-540-00179-9.
  31. ^ Bahcall, Джон Н .; Пинсонно, штат Миннесота; Басу, Сарбани (2003). «Солнечные модели: текущая эпоха и временные зависимости, нейтрино и гелиосейсмологические свойства». Астрофизический журнал . 555 (2): 990–1012. arXiv : astro-ph / 0212331 . Bibcode : 2001ApJ ... 555..990B . DOI : 10.1086 / 321493 . S2CID 13798091 . 
  32. ^ Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). Эволюция звезд и звездных популяций . Джон Уайли и сыновья. п. 128 . ISBN 978-0-470-09220-0.
  33. ^ Эй, MS; Кларк, CJ (2005). «Статистическое подтверждение верхнего предела массы звезды». Астрофизический журнал . 620 (1): L43 – L46. arXiv : astro-ph / 0501135 . Bibcode : 2005ApJ ... 620L..43O . DOI : 10,1086 / 428396 . S2CID 7280299 . 
  34. ^ Зибарт, Кеннет (1970). «О верхнем пределе массы звезд основной последовательности». Астрофизический журнал . 162 : 947–962. Bibcode : 1970ApJ ... 162..947Z . DOI : 10.1086 / 150726 .
  35. ^ Берроуз, А .; Хаббард, ВБ; Saumon, D .; Lunine, JI (март 1993 г.). «Расширенный набор моделей коричневых карликов и звезд очень малой массы». Астрофизический журнал, часть 1 . 406 (1): 158–171. Bibcode : 1993ApJ ... 406..158B . DOI : 10.1086 / 172427 .
  36. ^ Аллер, Лоуренс Х. (1991). Атомы, звезды и туманности . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-31040-6.
  37. ^ Bressan, AG; Chiosi, C .; Бертелли, Г. (1981). «Потеря массы и выброс массивных звезд». Астрономия и астрофизика . 102 (1): 25–30. Bibcode : 1981a & A ... 102 ... 25В .
  38. ^ Лохнер, Джим; Гибб, Мередит; Ньюман, Фил (6 сентября 2006 г.). «Звезды» . НАСА . Проверено 5 декабря 2007 .
  39. Перейти ↑ Gough, DO (1981). «Солнечная внутренняя структура и вариации светимости». Солнечная физика . 74 (1): 21–34. Bibcode : 1981 SoPh ... 74 ... 21G . DOI : 10.1007 / BF00151270 . S2CID 120541081 . 
  40. ^ Падманабхан, Тана (2001). Теоретическая астрофизика . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56241-6.
  41. ^ Райт, JT (2004). "Знаем ли мы какие-нибудь звезды минимума Маундера?" . Астрономический журнал . 128 (3): 1273–1278. arXiv : astro-ph / 0406338 . Bibcode : 2004AJ .... 128.1273W . DOI : 10,1086 / 423221 . S2CID 118975831 . Проверено 6 декабря 2007 . 
  42. ^ Тайлер, Роджер Джон (1994). Звезды: их структура и эволюция . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-45885-6.
  43. ^ Sweet, IPA; Рой, AE (1953). «Строение вращающихся звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 113 (6): 701–715. Bibcode : 1953MNRAS.113..701S . DOI : 10.1093 / MNRAS / 113.6.701 .
  44. ^ Бургассер, Адам Дж .; Киркпатрик, Дж. Дэви; Лепин, Себастьян (5–9 июля 2004 г.). Spitzer Исследование Ultracool субкарликов: Металл бедные позднего типа M, L и Т Гномы . Труды 13-го Кембриджского семинара по холодным звездам, звездным системам и Солнцу . Гамбург, Германия: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., стр. 237 . Проверено 6 декабря 2007 .
  45. ^ Грин, SF; Джонс, Марк Генри; Бернелл, С. Джоселин (2004). Введение в Солнце и звезды . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-54622-5.
  46. ↑ Ричмонд, Майкл В. (10 ноября 2004 г.). «Звездная эволюция на главной последовательности» . Рочестерский технологический институт . Проверено 3 декабря 2007 .
  47. ^ a b Прильник, Дина (2000). Введение в теорию строения и эволюции звезд . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-65937-6.
  48. ^ Шредер, К.-П .; Коннон Смит, Роберт (май 2008 г.). «Переосмысление далекого будущего Солнца и Земли». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 386 (1): 155–163. arXiv : 0801.4031 . Bibcode : 2008MNRAS.386..155S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID 10073988 . 
  49. ^ Арнетт, Дэвид (1996). Сверхновые и нуклеосинтез: исследование истории материи, от Большого взрыва до наших дней . Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-01147-9.- При синтезе водорода образуется 8 × 10 18  эрг / г, а при синтезе гелия - 8 × 10 17  эрг / г.
  50. ^ Подробную историческую реконструкцию теоретического вывода этих отношений Эддингтоном в 1924 г. см .: Lecchini, Stefano (2007). Как гномы стали гигантами. Открытие связи масса-светимость . Бернские исследования по истории и философии науки. ISBN 978-3-9522882-6-9.
  51. ^ a b Рольфс, Клаус Э .; Родни, Уильям С. (1988). Котлы в космосе: ядерная астрофизика . Издательство Чикагского университета. ISBN 978-0-226-72457-7.
  52. ^ Sackmann, И.-Juliana; Бутройд, Арнольд I .; Кремер, Кэтлин Э. (ноябрь 1993 г.). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее». Астрофизический журнал . 418 : 457–468. Bibcode : 1993ApJ ... 418..457S . DOI : 10.1086 / 173407 .
  53. ^ Хансен, Карл Дж .; Кавалер, Стивен Д. (1994). Звездные недра: физические принципы, структура и эволюция . Birkhäuser. п. 28 . ISBN 978-0-387-94138-7.
  54. ^ Лафлин, Грегори; Боденхаймер, Питер; Адамс, Фред С. (1997). «Конец основного сюжета» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997ApJ ... 482..420L . DOI : 10.1086 / 304125 .
  55. ↑ Имамура, Джеймс Н. (7 февраля 1995 г.). «Связь массы и светимости» . Университет Орегона. Архивировано из оригинала 14 декабря 2006 года . Проверено 8 января 2007 года .
  56. ^ Ико Ибен (29 ноября 2012). Физика звездной эволюции . Издательство Кембриджского университета. С. 1481–. ISBN 978-1-107-01657-6.
  57. ^ Адамс, Фред С .; Лафлин, Грегори (апрель 1997 г.). «Умирающая Вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Обзоры современной физики . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph / 9701131 . Bibcode : 1997RvMP ... 69..337A . DOI : 10.1103 / RevModPhys.69.337 . S2CID 12173790 . 
  58. ^ Персонал (12 октября 2006 г.). "Звезды пост-основной последовательности" . Австралийский телескоп и образование. Архивировано из оригинального 20 -го января 2013 года . Проверено 8 января 2008 .
  59. ^ Girardi, L .; Bressan, A .; Bertelli, G .; Хиози, К. (2000). «Эволюционные треки и изохроны для звезд малых и средних масс: от 0,15 до 7 Солнца и от Z = 0,0004 до 0,03». Дополнение по астрономии и астрофизике . 141 (3): 371–383. arXiv : astro-ph / 9910164 . Bibcode : 2000A и AS..141..371G . DOI : 10.1051 / AAS: 2000126 . S2CID 14566232 . 
  60. ^ Sitko, Michael L. (24 марта 2000). «Звездная структура и эволюция» . Университет Цинциннати. Архивировано из оригинального 26 марта 2005 года . Проверено 5 декабря 2007 .
  61. ^ Краусс, Лоуренс М .; Чабойер, Брайан (2003). "Возрастные оценки шаровых скоплений в Млечном Пути: ограничения космологии" . Наука . 299 (5603): 65–69. Bibcode : 2003Sci ... 299 ... 65K . DOI : 10.1126 / science.1075631 . PMID 12511641 . S2CID 10814581 .  

Дальнейшее чтение [ править ]

Общие [ править ]

  • Киппенхан, Рудольф, 100 миллиардов солнц , Basic Books, Нью-Йорк, 1983.

Технические [ править ]

  • Арнетт, Дэвид (1996). Сверхновые и нуклеосинтез . Принстон: Издательство Принстонского университета .
  • Бахколл, Джон Н. (1989). Нейтринная астрофизика . Кембридж: Издательство Кембриджского университета .
  • Bahcall, John N .; Пинсонно, штат Миннесота; Басу, Сарбани (2001). «Солнечные модели: текущая эпоха и временные зависимости, нейтрино и гелиосейсмологические свойства». Астрофизический журнал . 555 (2): 990–1012. arXiv : astro-ph / 0010346 . Bibcode : 2001ApJ ... 555..990B . DOI : 10.1086 / 321493 . S2CID  13798091 .
  • Барнс, Калифорния; Clayton, DD; Шрамм, Д. Н., ред. (1982). Очерки ядерной астрофизики . Кембридж: Издательство Кембриджского университета.
  • Бауэрс, Ричард Л .; Диминг, Терри (1984). Астрофизика I: Звезды . Бостон: Джонс и Бартлетт.
  • Кэрролл, Брэдли В. и Остли, Дейл А. (2007). Введение в современную астрофизику . Сан-Франциско: Обучение личности Аддисон-Уэсли. ISBN 978-0-8053-0402-2.
  • Шабрие, Жиль; Барафф, Изабель (2000). «Теория маломассивных звезд и субзвездных объектов». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 38 : 337–377. arXiv : astro-ph / 0006383 . Bibcode : 2000ARA & A..38..337C . DOI : 10.1146 / annurev.astro.38.1.337 . S2CID  59325115 .
  • Чандрасекхар, С. (1967). Введение в изучение звездной структуры . Нью-Йорк: Дувр.
  • Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Чикаго : Чикагский университет.
  • Cox, JP; Джули, RT (1968). Принципы строения звезды . Нью-Йорк : Гордон и Брич.
  • Фаулер, Уильям А .; Caughlan, Georgeanne R .; Циммерман, Барбара А. (1967). «Темпы термоядерных реакций, I». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 5 : 525. Bibcode : 1967ARA & A ... 5..525F . DOI : 10.1146 / annurev.aa.05.090167.002521 .
  • Фаулер, Уильям А .; Caughlan, Georgeanne R .; Циммерман, Барбара А. (1975). «Темпы термоядерных реакций, II». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 13 : 69. Bibcode : 1975ARA & A..13 ... 69F . DOI : 10.1146 / annurev.aa.13.090175.000441 .
  • Хансен, Карл Дж .; Кавалер, Стивен Д .; Тримбл, Вирджиния (2004). Звездные внутренности: физические принципы, структура и эволюция, второе издание . Нью-Йорк: Springer-Verlag.
  • Харрис, Майкл Дж .; Фаулер, Уильям А .; Caughlan, Georgeanne R .; Циммерман, Барбара А. (1983). «Темпы термоядерных реакций, III». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 21 : 165. Bibcode : 1983ARA & A..21..165H . DOI : 10.1146 / annurev.aa.21.090183.001121 .
  • Ибен, Ико, младший (1967). «Звездная эволюция внутри и вне основной последовательности». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 5 : 571. Bibcode : 1967ARA & A ... 5..571I . DOI : 10.1146 / annurev.aa.05.090167.003035 .
  • Иглесиас, Карлос А .; Роджерс, Форрест Дж. (1996). «Обновленные опаловые непрозрачности». Астрофизический журнал . 464 : 943. Bibcode : 1996ApJ ... 464..943I . DOI : 10.1086 / 177381 .
  • Киппенхан, Рудольф; Вайгерт, Альфред (1990). Звездная структура и эволюция . Берлин: Springer-Verlag .
  • Либерт, Джеймс; Пробст, Рональд Г. (1987). «Звезды очень малых масс». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 25 : 437. Bibcode : 1987ARA & A..25..473L . DOI : 10.1146 / annurev.aa.25.090187.002353 .
  • Новотный, Ева (1973). Введение в звездную атмосферу и интерьер . Нью-Йорк: Издательство Оксфордского университета .
  • Падманабхан, Т. (2002). Теоретическая астрофизика . Кембридж: Издательство Кембриджского университета.
  • Прильник, Дина (2000). Введение в теорию строения и эволюции звезд . Кембридж: Издательство Кембриджского университета.
  • Шор, Стивен Н. (2003). Гобелен современной астрофизики . Хобокен: Джон Уайли и сыновья.