Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Ломтик в форме клина от красного вверху до белого внизу.
Кусочек Солнца с областью ядра внизу

Ядро звезды является очень жарко, плотной областью в центре звезды. Для обычной главной последовательности звезды, область сердцевины представляет собой объем , где температура и давление позволяют условия для производства энергии за счет термоядерного синтеза из водорода в гелий . Эта энергия, в свою очередь, уравновешивает массу звезды, стремящейся внутрь; процесс, который самостоятельно поддерживает условия теплового и гидростатического равновесия . Минимальная температура, необходимая для синтеза звездного водорода, превышает 10 7  К (10  МК ), а плотность в ядре Солнца превышает100  г / см 3 . Ядро окружено звездной оболочкой, которая переносит энергию из ядра в звездную атмосферу, где она излучается в космос. [1]

Основная последовательность [ править ]

Звезды главной последовательности с большой массой имеют конвективные ядра, звезды средней массы - излучающие ядра, а звезды с малой массой полностью конвективны.

Звезды главной последовательности отличаются первичным механизмом генерирования энергии в их центральной области, который объединяет четыре ядра водорода с образованием единого атома гелия посредством термоядерного синтеза . Солнце является примером этого класса звезд. Когда образуются звезды с массой Солнца , область ядра достигает теплового равновесия примерно через 100 миллионов (10 8 ) [2] [ требуется проверка ] лет и становится излучательной. [3] Это означает, что генерируемая энергия выводится из активной зоны посредством излучения и теплопроводности, а не посредством переноса массы в форме конвекции . Над этой сферическойЗона излучения находится в небольшой зоне конвекции чуть ниже внешней атмосферы .

При меньшей звездной массе внешняя конвекционная оболочка занимает все большую часть оболочки, а для звезд с массой около0,35  M ☉ (35% массы Солнца) или менее (включая несостоявшиеся звезды ) - вся звезда конвективна, включая область ядра. [4] Эти очень низкие массовые звезды (VLMS) занимают конце диапазона из М-типа звезд главной последовательности , или красный карлик . VLMS образуют основной звездный компонент Млечного Пути у более 70% всего населения. Низкая масса диапазона VLMS достигает примерно0,075  M ☉ , ниже которого обычный ( недейтериевый ) синтез водорода не происходит, и объект обозначается коричневым карликом . Температура области ядра для VLMS уменьшается с уменьшением массы, а плотность увеличивается. Для звезды с0,1  M ☉ , температура ядра около5 мк пока плотность около500 г см −3 . Даже в нижней части температурного диапазона водород и гелий в области ядра полностью ионизируются. [4]

Ниже примерно 1,2  M ☉ производство энергии в ядре звезды происходит преимущественно за счет протон-протонной цепной реакции , для которой требуется только водород. Для звезд с массой выше этой массы производство энергии все больше происходит за счет цикла CNO , процесса синтеза водорода, в котором используются промежуточные атомы углерода, азота и кислорода. На Солнце только 1,5% чистой энергии приходится на цикл CNO. Для звезд с плотностью 1,5  M ☉, где температура ядра достигает 18 МК, половина производства энергии приходится на цикл CNO, а половина - на цепь pp. [5]Процесс CNO более чувствителен к температуре, чем цепочка pp, при этом большая часть производства энергии происходит вблизи самого центра звезды. Это приводит к более сильному температурному градиенту, который создает конвективную нестабильность. Следовательно, ядро ​​является конвективным для звезд выше примерно 1,2  M ☉ . [6]

Для всех масс звезд по мере того, как ядро ​​водорода расходуется, температура увеличивается, чтобы поддерживать равновесие давления. Это приводит к увеличению скорости производства энергии, что, в свою очередь, приводит к увеличению светимости звезды. Время жизни основной водородно-термоядерной фазы уменьшается с увеличением массы звезды. Для звезды с массой Солнца этот период составляет около десяти миллиардов лет. В5  M ☉ время жизни составляет 65 миллионов лет, а при25  M ☉ период плавления водорода в ядре составляет всего шесть миллионов лет. [7] Самые долгоживущие звезды - это полностью конвективные красные карлики, которые могут оставаться на главной последовательности в течение сотен миллиардов лет и более. [8]

Субгигантские звезды [ править ]

Как только звезда превратила весь водород в своем ядре в гелий, ядро ​​больше не может поддерживать себя и начинает коллапсировать. Он нагревается и становится достаточно горячим, чтобы водород в оболочке за пределами ядра начал синтез. Ядро продолжает схлопываться, а внешние слои звезды расширяются. На этом этапе звезда - субгигант . Звезды с очень малой массой никогда не становятся субгигантами, потому что они полностью конвективны. [9]

Звезды с массами от около 0,4  М ☉ и 1  М ☉ имеют небольшие неконвективные ядра на главной последовательности и развивать толстые оболочки водорода на субгиганте ветви. Они проводят несколько миллиардов лет на ветви субгигантов, при этом масса гелиевого ядра медленно увеличивается в результате слияния водородной оболочки. В конце концов ядро ​​вырождается, и звезда расширяется на ветвь красных гигантов. [9]

Звезды с более высокими массами имеют по крайней мере частично конвективные ядра на главной последовательности, и они развивают относительно большое гелиевое ядро ​​перед тем, как истощить водород по всей конвективной области и, возможно, в большей области из-за конвективного выброса . Когда синтез ядра прекращается, ядро ​​начинает коллапсировать, и оно настолько велико, что гравитационная энергия фактически увеличивает температуру и светимость звезды на несколько миллионов лет, прежде чем она станет достаточно горячей, чтобы воспламенить водородную оболочку. Как только водород начинает плавиться в оболочке, звезда остывает и считается субгигантом. Когда ядро ​​звезды больше не подвергается слиянию, но его температура поддерживается слиянием окружающей оболочки, существует максимальная масса, называемая пределом Шенберга – Чандрасекара.. Когда масса превышает этот предел, ядро ​​схлопывается, и внешние слои звезды быстро расширяются, превращаясь в красного гиганта . В звездах размером примерно до 2  M ☉ это происходит всего через несколько миллионов лет после того, как звезда становится субгигантом. Звезды более массивные , чем 2  M ☉ имеют ядро выше предела Шёнберг-чандрасекаровский прежде чем они покинут главную последовательность. [9]

Гигантские звезды [ править ]

Различия в строении звезды на главной последовательности , на ветви красного гиганта и на горизонтальной ветви

Однажды поставка водорода в ядро ​​маломассивной звезды с по крайней мере 0,25  М ☉ [8] будет исчерпан, он оставит главную последовательность и развиваться вдоль ветви красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела . Те развивающиеся звезды с размером около 1,2  M ☉ будут сжимать свое ядро ​​до тех пор, пока водород не начнет плавиться через цепочку pp вдоль оболочки вокруг инертного гелиевого ядра, проходя вдоль ветви субгигантов.. Этот процесс будет неуклонно увеличивать массу гелиевого ядра, вызывая повышение температуры термоплавкой оболочки до тех пор, пока она не сможет генерировать энергию в цикле CNO. Из-за температурной чувствительности процесса CNO эта оболочка для плавления водорода будет тоньше, чем раньше. Неядерные звезды с конвекцией выше 1,2  M ☉ , которые поглотили водород своего ядра в процессе CNO, сжимают свои ядра и напрямую эволюционируют в гигантскую стадию. Увеличение массы и плотности гелиевого ядра приведет к тому, что звезда будет увеличиваться в размере и яркости по мере того, как она поднимается вверх по ветви красных гигантов. [10]

Для звезд в диапазоне масс 0,4–1,5  M ☉ , гелиевое ядро вырождается еще до того, как станет достаточно горячим, чтобы гелий начал термоядерный синтез. Когда плотность вырожденного гелия в ядре достаточно высока - около10 × 10 6  г см -3 с температурой около10 × 10 8  К - происходит ядерный взрыв, известный как « гелиевая вспышка ». Это событие не наблюдается вне звезды, так как высвободившаяся энергия полностью расходуется на то, чтобы поднять ядро ​​из состояния электронного вырождения в состояние нормального газа. В гелий сплавления сердечника расширяется, с уменьшением плотности до приблизительно 10 3 - 10 4 г см -3 , в то время как звездная оболочка подвергается сжатию. Теперь звезда находится на горизонтальной ветви , а фотосфера показывает быстрое уменьшение светимости в сочетании с увеличением эффективной температуры . [11]

В более массивных звездах главной последовательности с конвекцией ядра гелий, образующийся в результате синтеза, смешивается по всей конвективной зоне. Как только водород в ядре израсходован, он, таким образом, эффективно истощается по всей области конвекции. В этот момент гелиевое ядро ​​начинает сжиматься, и начинается синтез водорода вдоль оболочки по периметру, который затем постепенно добавляет больше гелия в инертное ядро. [7] При звездных массах выше2.25  M ☉ , ядро ​​не вырождается до начала термоядерного синтеза гелия. [12] Следовательно, по мере старения звезды ядро ​​продолжает сжиматься и нагреваться до тех пор, пока в центре не может поддерживаться тройной альфа-процесс , превращающий гелий в углерод. Однако большая часть энергии, генерируемой на этой стадии, по-прежнему поступает из водородной термоплавкой оболочки. [7]

Для звезд выше 10  M ☉ , гелий слияние в ядре начинается сразу же , как основная последовательность подходит к концу. Вокруг гелиевого сердечника сформированы две оболочки с плавлением водорода: внутренняя оболочка из тонкого цикла CNO и внешняя оболочка из полипропиленовой цепи. [13]

См. Также [ править ]

  • Солнечное ядро
  • Звездная эволюция

Ссылки [ править ]

  1. ^ Pradhan & Нахар 2008 , стр. 624
  2. ^ Lodders & Фегли, Jr 2015 , стр. 126
  3. ^ Maeder 2008 , стр. 519
  4. ^ a b Chabrier & Baraffe 1997 , стр. 1039-1053.
  5. ^ Lang 2013 , стр. 339
  6. ^ Maeder 2008 , стр. 624
  7. ^ а б в Ибен 2013 , стр. 45
  8. ^ а б Адамс, Фред С .; Лафлин, Грегори; Грейвс, Женевьева JM (2004), Красные карлики и конец основной последовательности , Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, стр. 46–49, Bibcode : 2004RMxAC..22 ... 46A .
  9. ^ a b c Salaris & Cassisi 2005 , стр. 140
  10. Перейти ↑ Rose 1998 , p. 267
  11. ↑ Hansen, Kawaler & Trimble 2004 , стр. 63
  12. ^ Бисноватый-Коган 2001 , стр. 66
  13. ^ Maeder 2008 , стр. 760

Библиография [ править ]

  • Бисноватый-Коган, Г.С. (2001), Звездная физика: эволюция и стабильность звезд, Библиотека астрономии и астрофизики, перевод Блинова, А.Ю .; Романова М., Springer Science & Business Media, ISBN 9783540669876CS1 maint: ref = harv ( ссылка )
  • Шабрие, Жиль; Барафф, Изабель (ноябрь 1997 г.), «Структура и эволюция маломассивных звезд», Астрономия и астрофизика , 327 : 1039-1053, arXiv : astro-ph / 9704118 , Bibcode : 1997A & A ... 327.1039C .CS1 maint: ref = harv ( ссылка )
  • Хансен, Карл Дж .; Кавалер, Стивен Д .; Тримбл, Вирджиния (2004), Звездные интерьеры: физические принципы, структура и эволюция , Библиотека астрономии и астрофизики (2-е изд.), Springer Science & Business Media, ISBN 9780387200897CS1 maint: ref = harv ( ссылка )
  • Ибен, Ико (2013), Физика звездной эволюции: физические процессы в недрах звезд , Cambridge University Press, стр. 45, ISBN 9781107016569.CS1 maint: ref = harv ( ссылка )
  • Ланг, Кеннет Р. (2013), Основы астрофизики , Записки лекций для бакалавров по физике, Springer Science & Business Media, стр. 339, ISBN 978-3642359637.CS1 maint: ref = harv ( ссылка )
  • Лоддерс, Катарина; Фегли-младший, Брюс (2015), Химия Солнечной системы , Королевское химическое общество, стр. 126, ISBN 9781782626015.CS1 maint: ref = harv ( ссылка )
  • Мэдер, Андре (2008), Физика, образование и эволюция вращающихся звезд , Библиотека астрономии и астрофизики, Springer Science & Business Media, ISBN 9783540769491.CS1 maint: ref = harv ( ссылка )
  • Pradhan, Anil K .; Нахар, Султана Н. (2011), Атомная астрофизика и спектроскопия , Cambridge University Press, стр. 226−227, ISBN 978-1139494977.CS1 maint: ref = harv ( ссылка )
  • Роуз, Уильям К. (1998), Advanced Stellar Astrophysics , Cambridge University Press, стр. 267, ISBN 9780521588331CS1 maint: ref = harv ( ссылка )
  • Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005), Эволюция звезд и звездных популяций , John Wiley & Sons, ISBN 9780470092224CS1 maint: ref = harv ( ссылка )