Основная последовательность - Main sequence

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 .

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 соавторов Эйнара Герцспрунга и Генри Норриса Рассела . Звезды в этом диапазоне 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 положении, определяемом в первую очередь ее массой, но также и ее химическим составом и возрастом. Ядра звезд главной последовательности находятся в гидростатическом равновесии , когда внешнее тепловое давление от горячего ядра уравновешивается внутренним давлением гравитационного коллапса от 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 пропорцию топлива, необходимую для осуществления 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 израсходовано, звезда эволюционирует от главной последовательности на диаграмме HR, в сверхгиганта , красного гиганта или прямо в белый карлик .

История

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.

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

В Потсдаме в 1906 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг заметил, что самые красные звезды, классифицируемые как K и M в Гарвардской схеме, можно разделить на две отдельные группы. Эти звезды либо намного ярче Солнца, либо намного слабее. 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.

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.

Из красных звезд, наблюдаемых Герцшпрунгом, карликовые звезды также следовали соотношению спектральная светимость, обнаруженному Расселом. Однако звезды-гиганты намного ярче карликов и поэтому не подчиняются таким 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.

В 1933 году Бенгт Стрёмгрен ввел термин диаграмма Герцшпрунга – Рассела для обозначения диаграммы светимости-спектральных классов. Это название отражает параллельное развитие этой техники Герцшпрунгом и Расселом в начале века.

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.)

Уточненная схема классификации звезд была опубликована в 1943 году Уильямом Уилсоном Морганом и Филипом Чайлдсом Кинаном . Классификация MK присвоила каждой звезде спектральный класс - 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 за спектральными типами звезд следовали в порядке убывания температуры с цветами от синего до красного, последовательность O, B, A, F, G, K и M. (Популярный Мнемоника для запоминания этой последовательности звездных классов - «О, будь красивой девушкой / парнем, поцелуй меня».) Класс светимости варьировался от I до V в порядке убывания светимости. Звезды V класса светимости принадлежали к главной последовательности.

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

Становление и эволюция

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. Начальная масса звезды зависит от местных условий в облаке. (Распределение масс новообразованных звезд эмпирически описывается начальной функцией масс .) Во время начального коллапса эта звезда до главной последовательности генерирует энергию за счет гравитационного сжатия. Когда звезды становятся достаточно плотными, они начинают превращать водород в гелий и выделять энергию в процессе экзотермического ядерного синтеза .

Когда ядерный синтез водорода становится доминирующим процессом производства энергии, а избыточная энергия, полученная в результате гравитационного сжатия, теряется, 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. 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.

Звезда остается около своего исходного положения на главной последовательности до тех пор, пока не будет израсходовано значительное количество водорода в ядре, а затем начинает превращаться 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.

Характеристики

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".

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. Эта разница в величине является мерой температуры звезды.

Карликовая терминология

Звезды главной последовательности называются карликовыми звездами, 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 голубых и белых звезд разница в размере и яркости между так называемыми «карликовыми» звездами, которые находятся на главной последовательности, и так называемыми «гигантскими» звездами, которые не находятся на главной последовательности, 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 вне ее. 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.

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.

Параметры

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.

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 - принять 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 RM 0,78 .

Параметры образца

В таблице ниже показаны типичные значения для звезд вдоль 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.

Таблица звездных параметров главной последовательности
Звездный
класс
Радиус ,
R / R
Масса,
M / M
Светимость,
л / л
Темп.
( К )
Примеры
O2 12 100 800 000 50 000 BI 253
O6 09,8 035 год 180 000 38 000 Тета 1 Орионис С
B0 07,4 018 020 000 30 000 Phi 1 Orionis
B5 03.8 006.5 000,800 16 400 Пи Андромеды А
A0 02,5 003,2 000,080 10 800 Alpha Coronae Borealis A
A5 01,7 002.1 000,020 08 620 Beta Pictoris
F0 01.3 001,7 000,006 07 240 Гамма Вирджиния
F5 01.2 001.3 000,002,5 06 540 Эта Ариетис
G0 01.05 001,10 000,001,26 05 920 Beta Comae Berenices
G2 01.00 001.00 000,001.00 05780 солнце
G5 00,93 000,93 000,000,79 05 610 Alpha Mensae
K0 00,85 000,78 000,000,40 05 240 70 Змееносец A
K5 00,74 000,69 000,000,16 04 410 61 Лебедь А
M0 00,51 000,60 000,000,072 03 800 Лакайль 8760
M5 00,18 000,15 000,000,0027 03120 EZ Aquarii A
M8 00,11 000,08 000,000,0004 02650 Звезда Ван Бисбрука
L1 00,09 000,07 000,000,00017 02200 2MASS J0523-1403

Производство энергии

Логарифм относительного выхода энергии (ε) процессов протон-протонного (PP), CNO и Triple-α 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, в которой энергия генерируется ядерным синтезом. Температура и плотность этого ядра находятся на уровнях, необходимых для поддержания производства энергии, которая будет поддерживать оставшуюся 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.

Звезды главной последовательности используют два типа процессов синтеза водорода, и скорость генерации энергии от каждого типа зависит от температуры в области ядра. Астрономы делят основную последовательность на верхнюю и нижнюю части, исходя из того, какая из двух является доминирующим процессом слияния. В нижней главной последовательности энергия в основном генерируется в результате протон-протонной цепочки , которая непосредственно соединяет водород в серии стадий с образованием гелия. Звезды в верхней части главной последовательности имеют достаточно высокие температуры ядра для эффективного использования цикла CNO (см. Диаграмму). В этом процессе атомы углерода , азота и кислорода используются в качестве посредников 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 относятся к звездам верхней главной последовательности. Переход производства первичной энергии от одной формы к другой охватывает разницу в диапазоне менее одной солнечной массы. На Солнце, звезде с массой Солнца, только 1,5% энергии генерируется циклом CNO. Напротив, звезды с 1,8 M или выше генерируют почти всю свою энергию в течение цикла CNO.

Наблюдаемый верхний предел для звезды главной последовательности составляет 120–200 M . Теоретическое объяснение этого предела состоит в том, что звезды с массой выше этой 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. Нижний предел для устойчивого протон-протонного ядерного синтеза составляет примерно 0,08 M ☉, или в 80 раз больше массы Юпитера . Ниже этого порога находятся субзвездные объекты, которые не могут поддерживать синтез водорода, известные как коричневые карлики .

Состав

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. Эту энергию можно переносить двумя способами: излучением и конвекцией . 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 - более эффективный способ переноса энергии, чем излучение, но она будет происходить только в условиях, создающих крутой температурный градиент.

В массивных звездах (более 10 M ) скорость генерации энергии циклом CNO очень чувствительна к температуре, поэтому синтез сильно концентрируется в ядре. Следовательно, в центральной области существует высокий температурный градиент, что приводит к возникновению зоны конвекции для более эффективного переноса энергии. 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.

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

Вариация яркости и цвета

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, усиленный отток которой выталкивает более высокие слои дальше. Таким образом, со временем происходит неуклонное увеличение светимости и радиуса звезды. Например, светимость раннего Солнца составляла всего около 70% от его текущего значения. По мере старения 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.

Другие факторы, которые расширяют полосу главной последовательности на диаграмме HR, включают неопределенность расстояния 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, который влияет на цвет и светимость звезды. Вариации химического состава, вызванные начальным содержанием, эволюционным статусом звезды , взаимодействием с ближайшим спутником , быстрым вращением или магнитным полем, могут немного изменить положение HR диаграммы 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 и, таким образом, отмечают нижнюю границу размытости главной последовательности, вызванной различиями в химическом составе.

Почти вертикальная область диаграммы ЧСС, известная как полоса нестабильности , занята пульсирующими переменными звездами, известными как переменные цефеиды . Эти звезды изменяются по величине через равные промежутки времени, что придает им пульсирующий вид. Полоса пересекает верхнюю часть главной последовательности в области звезд класса 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. Другие классы нестабильных звезд главной последовательности, такие как переменные Beta Cephei , не имеют отношения к этой полосе нестабильности.

Продолжительность жизни

Этот график дает пример зависимости массы от светимости для звезд главной последовательности нулевого возраста. Масса и светимость указаны относительно современного Солнца.

Общее количество энергии, которое звезда может генерировать посредством ядерного синтеза водорода, ограничено количеством водородного топлива, которое может потребляться ядром. 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.

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 всего лишь одну десятую энергии, выделяемой при водородном процессе, и светимость звезды увеличивается. 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, сжигая водород.) Таким образом, около 90% наблюдаемых звезд выше 0,5 M будут на главной последовательности. Известно, что в среднем звезды главной последовательности подчиняются эмпирической зависимости массы от светимости . Светимость ( L ) звезды примерно пропорциональна общей массе ( M ) по следующему степенному закону :

Это соотношение относится к звездам главной последовательности в диапазоне 0,1–50 M .

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 звезда около 4,5 миллиарда лет , и он станет красным гигантом в 6,5 миллиарда лет, в общей сложности основной последовательности жизни примерно 10 10 лет. Следовательно:

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 увеличенной массой. Этого требует уравнение состояния звезды; для того, чтобы массивная звезда поддерживала равновесие, внешнее давление излучаемой энергии, генерируемой в ядре, не только должно, но и будет расти, 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.

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. Достаточно высокая непрозрачность может привести к переносу энергии посредством конвекции , которая изменяет условия, необходимые для сохранения равновесия.

У массивных звезд главной последовательности в непрозрачности преобладает рассеяние электронов , которое почти не меняется с ростом температуры. Таким образом, светимость увеличивается только как куб массы звезды. Для звезд ниже 10 M непрозрачность становится зависимой от температуры, в результате чего светимость меняется примерно в четвертой степени массы звезды. Для звезд с очень малой массой молекулы в атмосфере также вносят свой вклад в непрозрачность. Ниже примерно 0,5 M 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.

Эволюционные треки

Эволюционный след звезды, подобной солнцу

Когда звезда главной последовательности потребляет водород в своем ядре, потеря выработки энергии приводит к возобновлению ее гравитационного коллапса, и звезда уходит с главной последовательности. Путь, по которому звезда следует на диаграмме HR, называется эволюционным путем.

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.

По прогнозам , звезды с массой менее 0,23  M напрямую станут белыми карликами, когда выработка энергии за счет ядерного синтеза водорода в их ядре прекратится, но звезды в этом диапазоне масс имеют время жизни на главной последовательности больше, чем нынешний возраст Вселенной. так что никакие звезды не являются достаточно старыми, чтобы это могло произойти.

В звездах с массой более 0,23  M водород, окружающий гелиевое ядро, достигает температуры и давления, достаточных для термоядерного синтеза, образуя горящую водород оболочку и вызывая расширение и охлаждение внешних слоев звезды. 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 ​​звезд с малой массой становится вырожденным или внешние слои звезд средней массы 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.

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 через верхнюю часть диаграммы H – R. Сверхгиганты относительно редки и не видны на большинстве диаграмм H – R. Их ядра в конечном итоге схлопываются, что обычно приводит к сверхновой, оставляя после себя нейтронную звезду или черную дыру .

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, в котором 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.

Смотрите также

Примечания

использованная литература

дальнейшее чтение

Общий

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

Технический