stringtranslate.com

Основная последовательность

Диаграмма Герцшпрунга -Рассела отображает светимость (или абсолютную звездную величину ) звезды в зависимости от ее показателя цвета (представленного как 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 звезд низкой светимости (красных и белых карликов) из Каталога ближайших звезд Глизе .

В астрономии основная последовательность — это классификация звезд , которые появляются на графиках зависимости цвета звезд от яркости в виде непрерывной и четкой полосы. Звезды в этой полосе известны как звезды главной последовательности или звезды-карлики , и считается, что положение звезд в полосе и за ее пределами указывает на их физические свойства, а также на их прохождение через несколько типов звездных жизненных циклов. Это самые многочисленные настоящие звезды во Вселенной, включая Солнце . Графики цвет-величина известны как диаграммы Герцшпрунга-Рассела в честь Эйнара Герцшпрунга и Генри Норриса Рассела .

После конденсации и воспламенения звезды она генерирует тепловую энергию в области своего плотного ядра посредством ядерного синтеза водорода в гелий . На этом этапе жизни звезды она расположена на главной последовательности в положении, определяемом в первую очередь ее массой, а также ее химическим составом и возрастом. Ядра звезд главной последовательности находятся в гидростатическом равновесии , где внешнее тепловое давление горячего ядра уравновешивается внутренним давлением гравитационного коллапса со стороны 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 происходит в областях с более крутыми градиентами температуры, более высокой непрозрачностью или тем и другим.

Главную последовательность иногда делят на верхнюю и нижнюю части в зависимости от доминирующего процесса, который звезда использует для выработки энергии. Солнце, наряду со звездами главной последовательности, масса которых примерно в 1,5 раза превышает массу Солнца (1,5  M ☉ ), в основном соединяет атомы водорода вместе в несколько стадий с образованием гелия, последовательность, называемую протон-протонной цепочкой . Выше этой массы, в верхней главной последовательности, процесс ядерного синтеза в основном использует 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 подвергаются конвекции в своих областях ядра, которая перемешивает вновь созданный гелий и поддерживает долю топлива, необходимую для термоядерного синтеза. Ниже этой массы звезды имеют полностью излучающее ядро ​​с конвективными зонами вблизи поверхности. С уменьшением массы звезды доля звезды, образующей конвективную оболочку, неуклонно увеличивается. Звезды Главной последовательности размером ниже 0,4  M ☉ испытывают конвекцию по всей своей массе. Когда конвекция ядра не происходит, развивается ядро, богатое гелием, окруженное внешним слоем водорода.

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 сразу в белого карлика .

История

В начале 20-го века информация о типах и расстояниях до звезд стала более доступной. Показано, что спектры звезд имеют отличительные особенности, что позволило их классифицировать. Энни Джамп Кэннон и Эдвард К. Пикеринг из Обсерватории Гарвардского колледжа разработали метод категоризации, который стал известен как Гарвардская классификационная схема и опубликован в «Гарвардских анналах» в 1901 году .

В 1906 году в Потсдаме 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 «гигантскими» и «карликовыми» звездами. В следующем году он начал изучать звездные скопления ; большие группы звезд, расположенные примерно на одном расстоянии. Для этих звезд он опубликовал первые графики зависимости цвета от светимости . Эти графики показали заметную и непрерывную последовательность звезд, которую он назвал Главной последовательностью. [2]

В Принстонском университете Генри Норрис Рассел проводил аналогичные исследования. Он изучал взаимосвязь между спектральной классификацией звезд и их фактической яркостью с поправкой на расстояние — их абсолютную звездную величину . Для этой цели он использовал набор звезд с надежными параллаксами , многие из которых были классифицированы в Гарварде. Когда он сопоставил спектральные классы этих звезд с их абсолютной величиной, он обнаружил, что карликовые звезды следуют четкой взаимосвязи. Это позволило с достаточной точностью предсказать реальную яркость карликовой звезды. [3]

Из красных звезд, наблюдаемых Герцшпрунгом, карликовые звезды также следовали зависимости спектр-светимость, открытой Расселом. Однако звезды-гиганты намного ярче карликов и поэтому не подчиняются такому же соотношению. Рассел предположил, что «звезды-гиганты должны иметь низкую плотность или большую поверхностную яркость, а для звезд-карликов верно обратное». Та же кривая также показала, что тусклых белых звезд было очень мало. [3]

В 1933 году Бенгт Стрёмгрен ввёл термин «диаграмма Герцшпрунга – Рассела» для обозначения диаграммы классов спектральной светимости. [4] Это название отражает параллельное развитие этой техники Герцшпрунгом и Расселом в начале века. [2]

По мере разработки эволюционных моделей звезд в 1930-е годы было показано, что для звезд однородного химического состава существует связь между массой звезды, ее светимостью и радиусом. То есть для заданной массы и состава существует единственное 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 известны химический состав звезды и ее положение на главной последовательности, известны также масса и радиус звезды. (Однако впоследствии было обнаружено, что теорема несколько нарушается для звезд неоднородного состава.) [5]

Усовершенствованная схема звездной классификации была опубликована в 1943 году Уильямом Уилсоном Морганом и Филипом Чайлдсом Кинаном . [6] Классификация МК присваивала каждой звезде спектральный класс, основанный на Гарвардской классификации, и класс светимости. Гарвардская классификация была разработана путем присвоения каждой звезде отдельной буквы 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 классы звезд следовали в порядке убывания температуры с цветами от синего до красного в последовательности O, B, A, F, G, K и M. (A Популярная мнемоника для запоминания этой последовательности звездных классов — «О, будь хорошей девушкой/парнем, поцелуй меня».) Класс светимости варьировался от I до V в порядке убывания светимости. Звезды V класса светимости принадлежали к главной последовательности. [7]

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 . [8] [9]

Формирование и эволюция

Горячие и блестящие звезды главной последовательности О-типа в областях звездообразования. Все это области звездообразования, содержащие множество горячих молодых звезд, в том числе несколько ярких звезд спектрального класса О. [10]

Когда протозвезда образуется в результате коллапса гигантского молекулярного облака газа и пыли в местной межзвездной среде , ее первоначальный состав однороден по всей длине и состоит примерно из 70% водорода, 28% гелия и следовых количеств других элементов по массе. . [11] Начальная масса звезды зависит от местных условий внутри облака. (Распределение масс новообразованных звезд эмпирически описывается начальной функцией масс .) [12] Во время первоначального коллапса эта звезда до главной последовательности генерирует энергию за счет гравитационного сжатия. Достигнув достаточной плотности, звезды начинают преобразовывать водород в гелий и выделять энергию посредством экзотермического процесса ядерного синтеза . [7]

Когда ядерный синтез водорода становится доминирующим процессом производства энергии, а избыточная энергия, полученная в результате гравитационного сжатия, теряется, [13] звезда лежит 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] Кривую ZAMS можно рассчитать с помощью компьютерных моделей свойств звезд в тот момент, когда звезды начинают водородный синтез. С этого момента яркость и температура поверхности звезд обычно увеличиваются с возрастом. [16]

Звезда остается вблизи своего первоначального 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 горения водорода в жизни звезды. [7]

Классификация

Звезды главной последовательности делятся на следующие типы:

Характеристики

Большинство звезд на типичной диаграмме HR 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 , пока она сжигает водород в своем ядре — а именно на это почти все звезды тратят большую часть своей жизни. активный» живет делая. [17]

Температура звезды определяет ее спектральный класс через влияние на физические свойства плазмы в ее фотосфере . На энергетическое излучение звезды в зависимости от длины волны влияют как ее температура, так и состав. Ключевым индикатором этого распределения энергии является индекс цвета B  -  V , который измеряет величину звезды в синем ( B ) и зелено-желтом ( V ) свете с помощью фильтров. [примечание 1] Эта разница в величине является мерой температуры звезды.

Гномья терминология

Звезды главной последовательности называются звездами-карликами, [18] [19] , но эта терминология отчасти историческая и может несколько сбивать с толку. Что касается более холодных звезд, то такие карлики, как красные , оранжевые и желтые карлики , действительно намного меньше и тусклее, чем другие звезды этих цветов. Однако для более горячих голубых и белых звезд разница в размерах и яркости между так называемыми «карликовыми» звездами, находящимися на главной последовательности, и так называемыми «гигантскими» звездами, которые не входят в нее, становится меньше. Для самых горячих звезд разницу невозможно наблюдать 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 до сих пор иногда называют карликами, хотя они имеют примерно тот же размер и яркость, что и «гигантские» звезды той же температуры. [20]

Обычное использование слова «карлик» для обозначения главной последовательности сбивает с толку и по-другому, поскольку существуют звезды-карлики, 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 заключительную стадию эволюции многих звезд главной последовательности. [21]

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. [22]

Масса, радиус и светимость звезды тесно связаны между собой, и их соответствующие значения можно аппроксимировать тремя соотношениями. Во-первых, это закон Стефана-Больцмана, который связывает светимость L , радиус R и температуру поверхности T eff . Во-вторых , это соотношение масса-светимость , которое связывает светимость L и массу M. Наконец, связь между M и R близка к линейной. Отношение M к R увеличивается всего в три раза на 2,5 порядка M. Это соотношение примерно пропорционально внутренней температуре звезды T I , а его чрезвычайно медленное увеличение 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 TI 15 , где TI — 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]

Примеры параметров

В таблице ниже показаны типичные значения звезд главной последовательности. Значения светимости ( L ), радиуса ( R ) и массы ( M ) указаны относительно Солнца — карликовой звезды со спектральной классификацией G2 V. Реальные значения для звезды могут отличаться на целых 20–30 % от значений, перечисленных ниже. [24] [ почему? ]

Репрезентативные времена жизни звезд как функция их масс

Производство энергии

Логарифм относительного энерговыделения (ε) процессов протон-протонного (PP), CNO и тройного α- синтеза при различных температурах (T). Пунктирная линия показывает совместное генерирование энергии процессов PP и CNO внутри звезды. При температуре ядра Солнца процесс ПП более эффективен.

У всех звезд главной последовательности есть область ядра, где энергия генерируется путем ядерного синтеза. Температура и плотность этого ядра находятся на уровне, необходимом для поддержания производства энергии, которая будет поддерживать остальную часть звезды. Снижение производства энергии приведет к сжатию ядра покрывающей массы, что приведет к увеличению скорости термоядерного синтеза из-за более высокой температуры и давления. Аналогичным образом, увеличение производства энергии приведет к расширению звезды, снизив давление в ядре. Таким образом, звезда образует саморегулирующуюся систему, находящуюся в гидростатическом равновесии , стабильную на протяжении всего времени существования главной последовательности. [29]

В звездах главной последовательности используются два типа процессов синтеза водорода, и скорость генерации энергии каждого типа зависит от температуры в области ядра. Астрономы делят главную последовательность на верхнюю и нижнюю части в зависимости от того, какая из двух является доминирующим процессом слияния. В нижней главной последовательности энергия в основном генерируется в результате протон-протонной цепи , которая непосредственно сплавляет водород вместе в ряд стадий с образованием гелия. [30] Звезды верхней части главной последовательности имеют достаточно высокую температуру ядра, чтобы эффективно использовать цикл CNO (см. диаграмму). В этом процессе атомы углерода , азота и кислорода используются в качестве посредников в процессе синтеза 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 выше этой массы. Таким образом, грубо говоря, звезды спектрального класса F и холоднее относятся к нижней главной последовательности, а звезды А-типа и более горячие — к звездам верхней главной последовательности. [16] Переход производства первичной энергии из одной формы в другую охватывает разницу в диапазоне менее одной солнечной массы. На Солнце, звезде с массой в одну солнечную, только 1,5% энергии генерируется в цикле CNO. [31] Напротив, звезды с 1,8 M ☉ или выше генерируют почти всю свою энергию в цикле 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 не могут излучать энергию достаточно быстро, чтобы оставаться стабильными, поэтому любая дополнительная масса будет выбрасываться серией пульсаций, пока звезда не достигнет предела стабильности. [34] Нижний предел устойчивого протон-протонного ядерного синтеза составляет около 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]

Состав

На этой диаграмме показано поперечное сечение звезды, похожей на Солнце, и показано ее внутреннее строение.

Поскольку между ядром и поверхностью, или фотосферой , существует разница температур, энергия переносится наружу. Двумя способами транспортировки этой энергии являются излучение и конвекция . Зона излучения , в которой энергия переносится излучением, устойчива к конвекции, и перемешивание плазмы очень незначительное. Напротив, в зоне конвекции энергия переносится за счет объемного движения плазмы, при этом более горячий материал поднимается, а более холодный материал опускается. Конвекция — более эффективный способ передачи энергии, чем излучение, но она возникает только в условиях, создающих крутой градиент температуры. [29] [36]

В массивных звездах (более 10 M ☉ ) [37] скорость генерации энергии в цикле CNO очень чувствительна к температуре, поэтому термоядерный синтез сильно концентрируется в ядре. Следовательно, в центральной области существует высокий температурный градиент, что приводит к образованию зоны конвекции для более эффективной передачи энергии. [30] Такое смешивание материала вокруг ядра удаляет гелиевую золу из области горения водорода, позволяя израсходовать больше водорода в звезде в течение жизни главной последовательности. Внешние области массивной звезды переносят энергию посредством излучения с небольшой конвекцией или без нее. [29]

Звезды промежуточной массы, такие как Сириус , могут переносить энергию в основном за счет излучения с небольшой областью конвекции ядра. [38] Звезды среднего размера и малой массы, такие как Солнце, имеют область ядра, устойчивую к конвекции, с конвекционной зоной вблизи поверхности, которая смешивает внешние слои. Это приводит к устойчивому накоплению богатого гелием ядра, окруженного внешней областью, богатой водородом. Напротив, холодные звезды с очень малой массой (менее 0,4 M ☉ ) повсюду являются конвективными. [12] Таким образом, гелий, образующийся в ядре, распределяется по всей звезде, создавая относительно однородную атмосферу и пропорционально более длительную продолжительность жизни на главной последовательности. [29]

Изменение цвета яркости

Солнце — наиболее известный пример звезды главной последовательности .

Поскольку неплавящаяся гелиевая зола накапливается в ядре звезды главной последовательности, уменьшение содержания водорода на единицу массы приводит к постепенному снижению скорости синтеза внутри этой массы. Поскольку именно отток энергии, обеспечиваемой термоядерным синтезом, поддерживает более высокие слои звезды, ядро ​​сжимается, создавая более высокие температуры и давления. Оба фактора увеличивают скорость 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, происходит устойчивое увеличение светимости и радиуса звезды с течением времени. [16] Например, светимость раннего Солнца составляла лишь около 70% от его нынешнего значения. [39] По мере старения звезды это увеличение светимости меняет свое положение на диаграмме HR. Этот эффект приводит к расширению полосы главной последовательности, поскольку звезды наблюдаются на случайных этапах их жизни. То есть полоса главной последовательности на диаграмме HR становится толще; это не просто узкая линия. [40]

Другие факторы, расширяющие полосу главной последовательности на диаграмме HR, включают неопределенность расстояния до звезд и наличие неразрешенных двойных звезд , которые могут изменить наблюдаемые звездные параметры. Однако даже идеальное наблюдение покажет нечеткую главную последовательность, поскольку масса — не единственный параметр, влияющий на цвет и светимость звезды. Изменения в химическом составе, вызванные первоначальным содержанием, эволюционным статусом звезды , [41] взаимодействием с близким спутником , [42] быстрым вращением , [43] или магнитным полем — все это может немного изменить положение HR-диаграммы звезды главной последовательности. назовем лишь несколько факторов. Например, есть звезды с низким содержанием металлов (с очень низким содержанием элементов с более высокими атомными номерами, чем у гелия), которые лежат чуть ниже главной последовательности и известны как субкарлики . Эти звезды синтезируют водород в своих ядрах и поэтому отмечают нижний край нечеткости главной последовательности, вызванной различиями в химическом составе. [44]

Почти вертикальная область диаграммы HR, известная как полоса нестабильности , занята пульсирующими переменными звездами , известными как переменные цефеиды . Величина этих звезд меняется через равные промежутки времени, что придает им пульсирующий вид. Полоса пересекает верхнюю часть главной последовательности в области звезд классов A и F , масса которых составляет от одной до двух солнечных. Пульсирующие звезды в этой части полосы нестабильности, пересекающей верхнюю часть главной последовательности, называются переменными Дельта Щита . Звезды главной последовательности в этой области испытывают лишь небольшие изменения в звездной величине, поэтому это изменение трудно обнаружить. [45] Другие классы нестабильных звезд главной последовательности, такие как переменные Бета Цефеи , не связаны с этой полосой нестабильности.

Продолжительность жизни

Этот график дает пример соотношения массы и светимости 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 быть потреблено в ядре. Для звезды, находящейся в равновесии, тепловая энергия, генерируемая в ядре, должна быть как минимум равна энергии, излучаемой на поверхности. Поскольку светимость дает количество энергии, излучаемой в единицу времени, общую продолжительность жизни можно оценить в первом приближении как полную произведенную энергию, разделенную на светимость звезды. [46]

Для звезды с массой не менее 0,5 M☉ , когда запасы водорода в ее ядре исчерпаны и она расширяется, становясь красным гигантом , она может начать синтезировать атомы гелия с образованием углерода . Выход энергии процесса синтеза гелия на единицу массы составляет лишь около десятой части выхода энергии процесса водорода, и светимость звезды увеличивается. [47] Это приводит к гораздо более короткой продолжительности времени на этой стадии по сравнению со временем жизни главной последовательности. (Например, по прогнозам, Солнце потратит 130 миллионов лет на сжигание гелия по сравнению с примерно 12 миллиардами лет на сжигание водорода.) [48] Таким образом, около 90% наблюдаемых звезд выше 0,5 M ☉ будут находиться на главной последовательности. [49] Известно, что в среднем звезды главной последовательности следуют эмпирическому соотношению массы и светимости . [50] Светимость ( L ) звезды примерно пропорциональна общей массе ( M ) по следующему степенному закону :

Эта связь применима 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. Солнце было звездой главной последовательности около 4,5 миллиардов лет и станет красным гигантом через 6,5 миллиардов лет, [ 52] при общем времени жизни на главной последовательности примерно 10-10 лет . Следовательно: [53]

где M и L — масса и светимость звезды, соответственно, — солнечная масса , — солнечная светимость и — предполагаемое время жизни звезды на главной последовательности.

Хотя более массивные звезды имеют больше топлива для сжигания и интуитивно можно ожидать, что они прослужат дольше, они также излучают пропорционально большее количество топлива с увеличением массы. Этого требует уравнение состояния звезды; Чтобы массивная звезда могла поддерживать равновесие, внешнее давление излучаемой энергии, генерируемой в ядре, не только должно, но и возрастет , чтобы соответствовать титаническому внутреннему гравитационному давлению ее оболочки. Таким образом, самые массивные звезды могут оставаться на главной последовательности всего несколько миллионов лет, тогда как звезды с массой менее одной десятой солнечной 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 оказывает изолирующий эффект, сохраняя 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 звезде приходится сжигать больше топлива, чтобы оставаться в равновесии. [55] Достаточно высокая непрозрачность может привести к переносу энергии посредством конвекции , что изменяет условия, необходимые для поддержания равновесия. [16]

В звездах главной последовательности с большой массой в непрозрачности преобладает рассеяние электронов , которое почти не меняется с ростом температуры. Таким образом, светимость увеличивается только пропорционально кубу массы звезды. [47] Для звезд ниже 10 M ☉ непрозрачность становится зависимой от температуры, в результате чего светимость меняется примерно как четвертая степень массы звезды. [51] Для звезд с очень малой массой молекулы в атмосфере также способствуют непрозрачности. Ниже примерно 0,5 M ☉ светимость звезды изменяется пропорционально массе в степени 2,3, вызывая сглаживание наклона на графике зависимости массы от светимости. Однако даже эти уточнения являются лишь приближением, и соотношение массы и светимости может меняться в зависимости от состава звезды. [12]

Эволюционные пути

Эволюционный путь звезды, подобной Солнцу

Когда звезда главной последовательности израсходовала водород в своем ядре, потеря выработки энергии приводит к возобновлению ее гравитационного коллапса, и звезда отделяется от главной последовательности. Путь, по которому звезда следует по диаграмме HR, называется эволюционным путем. [56]

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

По прогнозам , звезды с массой менее 0,23  M ☉ [57] 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 звезд. во Вселенной, поэтому ни одна звезда не является достаточно старой для того, чтобы это произошло.

В звездах с массой более 0,23  M ☉ водород, окружающий гелиевое ядро, достигает достаточной температуры и давления для термоядерного синтеза, образуя горящую водородную оболочку и заставляя внешние слои звезды расширяться и охлаждаться. Стадия удаления этих звезд от главной последовательности известна как ветвь субгигантов ; он относительно короткий и выглядит как пробел в эволюционном пути, поскольку в этот момент наблюдается мало звезд.

Когда гелиевое ядро ​​звезд малой массы вырождается или внешние слои звезд промежуточной массы охлаждаются настолько, что становятся непрозрачными, температура их водородных оболочек повышается, и звезды начинают становиться более яркими. Это известно как ветвь красных гигантов ; это относительно продолжительная стадия, и она заметно проявляется на диаграммах H – R. Эти звезды в конечном итоге закончат свою жизнь как белые карлики. [58] [59]

Самые массивные звезды не становятся красными гигантами; вместо этого их ядра быстро становятся достаточно горячими, чтобы синтезировать гелий и, в конечном итоге, более тяжелые элементы, и они известны как сверхгиганты . Они следуют примерно горизонтальным эволюционным следам от главной последовательности через верхнюю часть диаграммы H – R. Сверхгиганты относительно редки и не заметны на большинстве диаграмм H – R. Их ядра в конечном итоге разрушатся, что обычно приводит к возникновению сверхновой и оставляет после себя либо нейтронную звезду , либо 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. Первыми с главной последовательности покинут самые массивные звезды, а за ними последовательно пойдут звезды все меньшей массы. Положение, в котором звезды скопления покидают главную последовательность, известно как точка поворота . Зная продолжительность жизни звезд главной последовательности в этот момент, становится возможным оценить возраст скопления. [61]

Смотрите также

Примечания

  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.

Рекомендации

  1. ^ Лонгэйр, Малкольм С. (2006). Космический век: история астрофизики и космологии . Издательство Кембриджского университета. стр. 25–26. ISBN 978-0-521-47436-8.
  2. ^ Аб 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. ОСЛК  33102501.
  3. ^ Аб Рассел, HN (1913). "«Гигантские» и «карликовые» звезды». Обсерватория . 36 : 324–329. Бибкод : 1913Obs....36..324R.
  4. ^ Стрёмгрен, Бенгт (1933). «К интерпретации диаграммы Герцшпрунга-Рассела». Zeitschrift für Astrophysik . 7 : 222–248. Бибкод : 1933ZA......7..222S.
  5. ^ Шацман, Эври Л.; Прадери, Франсуаза (1993). Звезды . Спрингер. стр. 96–97. ISBN 978-3-540-54196-7.
  6. ^ Морган, WW; Кинан, ПК; Келлман, Э. (1943). Атлас звездных спектров с описанием спектральной классификации. Чикаго, Иллинойс: Издательство Чикагского университета . Проверено 12 августа 2008 г.
  7. ^ abc Unsöld, Альбрехт (1969). Новый Космос . Springer-Verlag New York Inc. с. 268. ИСБН 978-0-387-90886-1.
  8. ^ Келли, Патрик Л.; и другие. (2 апреля 2018 г.). «Чрезвычайное увеличение отдельной звезды при красном смещении 1,5 с помощью линзы скопления галактик». Природа . 2 (4): 334–342. arXiv : 1706.10279 . Бибкод : 2018NatAs...2..334K. дои : 10.1038/s41550-018-0430-3. S2CID  125826925.
  9. ↑ Хауэлл, Элизабет (2 апреля 2018 г.). «Редкое космическое выравнивание показывает самую далекую звезду, которую когда-либо видели». Space.com . Проверено 2 апреля 2018 г.
  10. ^ «Самые яркие звезды не живут одни». Пресс-релиз ESO . Проверено 27 июля 2012 г.
  11. ^ Глеклер, Джордж; Гейсс, Йоханнес (2004). «Состав местной межзвездной среды, диагностированный с помощью ионов-поглотителей». Достижения в космических исследованиях . 34 (1): 53–60. Бибкод : 2004AdSpR..34...53G. дои : 10.1016/j.asr.2003.02.054.
  12. ^ abc Крупа, Павел (2002). «Начальная функция масс звезд: доказательства единообразия в переменных системах». Наука . 295 (5552): 82–91. arXiv : astro-ph/0201098 . Бибкод : 2002Sci...295...82K. дои : 10.1126/science.1067524. PMID  11778039. S2CID  14084249 . Проверено 3 декабря 2007 г.
  13. ^ Шиллинг, Говерт (2001). «Новая модель показывает, что Сан была горячей молодой звездой». Наука . 293 (5538): 2188–2189. дои : 10.1126/science.293.5538.2188 . PMID  11567116. S2CID  33059330.
  14. ^ "Основная последовательность нулевого возраста" . Энциклопедия астрономии САО . Суинбернский университет . Проверено 9 декабря 2007 г.
  15. ^ Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д. (1999), Звездные интерьеры: физические принципы, структура и эволюция, Библиотека астрономии и астрофизики, Springer Science & Business Media, стр. 39, ISBN 978-0-387-94138-7
  16. ^ abcd Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета. ISBN 978-0-226-10953-4.
  17. ^ "Звезды главной последовательности". Просветительская и образовательная деятельность австралийского телескопа. Архивировано из оригинала 25 ноября 2021 г.
  18. ↑ Хардинг Э. Смит (21 апреля 1999 г.). «Диаграмма Герцшпрунга-Рассела». Учебник по астрономии Джина Смита . Центр астрофизики и космических наук Калифорнийского университета, Сан-Диего . Проверено 29 октября 2009 г.
  19. ^ Ричард Пауэлл (2006). «Диаграмма Герцшпрунга-Рассела». Атлас Вселенной . Проверено 29 октября 2009 г.
  20. ^ Мур, Патрик (2006). Астроном-любитель . Спрингер. ISBN 978-1-85233-878-7.
  21. ^ «Белый карлик». КОСМОС — Астрономическая энциклопедия САО . Суинбернский университет . Проверено 4 декабря 2007 г.
  22. ^ «Происхождение диаграммы Герцшпрунга-Рассела». Университет Небраски . Проверено 6 декабря 2007 г.
  23. ^ «Курс по физическим свойствам, формированию и эволюции звезд» (PDF) . Университет Сент-Эндрюс . Проверено 18 мая 2010 г.
  24. ^ Сисс, Лайонел (2000). «Расчет изохрон». Институт астрономии и астрофизики, Свободный университет Брюсселя. Архивировано из оригинала 10 января 2014 г. Проверено 6 декабря 2007 г.— Сравните, например, модельные изохроны, полученные для ЗАМС с массой Солнца 1,1. В таблице это указано как 1,26 светимости Солнца . При металличности Z=0,01 светимость в 1,34 раза превышает солнечную светимость. При металличности Z=0,04 светимость в 0,89 раза превышает светимость Солнца.
  25. ^ Зомбек, 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 г.
  26. ^ "Астрономическая база данных SIMBAD". Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 21 ноября 2008 г.
  27. ^ Удача, Р. Эрл; Хейтер, Ульрике (2005). «Звезды в пределах 15 парсеков: изобилие для северной выборки». Астрономический журнал . 129 (2): 1063–1083. Бибкод : 2005AJ....129.1063L. дои : 10.1086/427250 .
  28. ^ Персонал (1 января 2008 г.). «Список ста ближайших звездных систем». Исследовательский консорциум близлежащих звезд. Архивировано из оригинала 13 мая 2012 года . Проверено 12 августа 2008 г.
  29. ^ abcd Brainerd, Джером Джеймс (16 февраля 2005 г.). «Звезды главной последовательности». Зритель астрофизики . Проверено 4 декабря 2007 г.
  30. ^ abc Карттунен, Ханну (2003). Фундаментальная астрономия . Спрингер. ISBN 978-3-540-00179-9.
  31. ^ Бахколл, Джон Н.; Пинсонно, 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 . Бибкод : 2001ApJ...555..990B. дои : 10.1086/321493. S2CID  13798091.
  32. ^ Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). Эволюция звезд и звездного населения . Джон Уайли и сыновья. п. 128. ИСБН 978-0-470-09220-0.
  33. ^ Ой, М.С.; Кларк, CJ (2005). «Статистическое подтверждение верхнего предела массы звезды». Астрофизический журнал . 620 (1): L43–L46. arXiv : astro-ph/0501135 . Бибкод : 2005ApJ...620L..43O. дои : 10.1086/428396. S2CID  7280299.
  34. ^ Зибарт, Кеннет (1970). «О верхнем пределе массы звезд главной последовательности». Астрофизический журнал . 162 : 947–962. Бибкод : 1970ApJ...162..947Z. дои : 10.1086/150726.
  35. ^ Берроуз, Адам; Хаббард, Уильям Б.; Сомон, Дидье; Лунин, Джонатан И. (1993). «Расширенный набор моделей коричневых карликов и звезд очень малой массы». Астрофизический журнал . 406 (1): 158–71. Бибкод : 1993ApJ...406..158B. дои : 10.1086/172427 .
  36. ^ Аллер, Лоуренс Х. (1991). Атомы, звезды и туманности . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-31040-6.
  37. ^ Брессан, AG; Чиози, К.; Бертелли, Г. (1981). «Потеря массы и пролет массивных звезд». Астрономия и астрофизика . 102 (1): 25–30. Бибкод : 1981A&A...102...25B.
  38. ^ Лохнер, Джим; Гибб, Мередит; Ньюман, Фил (6 сентября 2006 г.). «Звезды». НАСА. Архивировано из оригинала 19 ноября 2014 г. Проверено 5 декабря 2007 г.
  39. ^ Гоф, DO (1981). «Внутренняя структура Солнца и изменения светимости». Солнечная физика . 74 (1): 21–34. Бибкод : 1981SoPh...74...21G. дои : 10.1007/BF00151270. S2CID  120541081.
  40. ^ Падманабхан, Тану (2001). Теоретическая астрофизика . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56241-6.
  41. ^ Райт, JT (2004). «Знаем ли мы какие-либо минимальные звезды Маундера?». Астрономический журнал . 128 (3): 1273–1278. arXiv : astro-ph/0406338 . Бибкод : 2004AJ....128.1273W. дои : 10.1086/423221. S2CID  118975831 . Проверено 6 декабря 2007 г.
  42. ^ Тайлер, Роджер Джон (1994). Звезды: их строение и эволюция . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-45885-6.
  43. ^ Сладкий, IPA; Рой, А.Э. (1953). «Строение вращающихся звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 113 (6): 701–715. Бибкод : 1953MNRAS.113..701S. дои : 10.1093/mnras/113.6.701 .
  44. ^ Бургассер, Адам Дж.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Лепин, Себастьян (5–9 июля 2004 г.). Исследования Спитцера ультрахолодных субкарликов: бедные металлами карлики позднего типа M, L и T. Материалы 13-го Кембриджского семинара по холодным звездам, звездным системам и Солнцу . Гамбург, Германия: Дордрехт, D. Reidel Publishing Co., стр. 237. Бибкод : 2005ESASP.560..237B . Проверено 6 декабря 2007 г.
  45. ^ Грин, Сан-Франциско; Джонс, Марк Генри; Бернелл, С. Джоселин (2004). Знакомство с Солнцем и звездами . 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 г.
  47. ^ аб Пряльник, Дина (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-65937-6.
  48. ^ Шредер, К.-П.; Коннон Смит, Роберт (май 2008 г.). «Возвращение к далекому будущему Солнца и Земли». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 386 (1): 155–163. arXiv : 0801.4031 . Бибкод : 2008MNRAS.386..155S. дои : 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 14  Дж / кг , а при синтезе гелия — 8×10 13  Дж/кг.
  50. ^ Подробную историческую реконструкцию теоретического вывода этой зависимости Эддингтоном в 1924 году см.: Lecchini, Stefano (2007). Как гномы стали великанами. Открытие связи масса-светимость . Бернские исследования по истории и философии науки. ISBN 978-3-9522882-6-9.
  51. ^ аб Рольфс, Клаус Э.; Родни, Уильям С. (1988). Котлы в космосе: ядерная астрофизика . Издательство Чикагского университета. ISBN 978-0-226-72457-7.
  52. ^ Сакманн, И.-Юлиана; Бутройд, Арнольд И.; Кремер, Кэтлин Э. (ноябрь 1993 г.). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее». Астрофизический журнал . 418 : 457–468. Бибкод : 1993ApJ...418..457S. дои : 10.1086/173407 .
  53. ^ Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д. (1994). Звездные интерьеры: физические принципы, структура и эволюция . Биркхойзер. п. 28. ISBN 978-0-387-94138-7.
  54. ^ Лафлин, Грегори; Боденхаймер, Питер; Адамс, Фред К. (1997). «Конец основной последовательности». Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Бибкод : 1997ApJ...482..420L. дои : 10.1086/304125 .
  55. ↑ Имамура, Джеймс Н. (7 февраля 1995 г.). «Отношения массы и светимости». Университет Орегона. Архивировано из оригинала 14 декабря 2006 года . Проверено 8 января 2007 г.
  56. ↑ Ико Ибен (29 ноября 2012 г.). Физика звездной эволюции. Издательство Кембриджского университета. стр. 1481–. ISBN 978-1-107-01657-6.
  57. ^ Адамс, Фред К.; Лафлин, Грегори (апрель 1997 г.). «Умирающая Вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Обзоры современной физики . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph/9701131 . Бибкод : 1997РвМП...69..337А. doi : 10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID  12173790.
  58. ↑ Персонал (12 октября 2006 г.). «Звезды после главной последовательности». Просветительская и образовательная деятельность австралийского телескопа. Архивировано из оригинала 20 января 2013 года . Проверено 8 января 2008 г.
  59. ^ Жирарди, Л.; Брессан, А.; Бертелли, Г.; Чиози, К. (2000). «Эволюционные треки и изохроны звезд малой и средней массы: от 0,15 до 7 M Солнца и от Z = 0,0004 до 0,03». Приложение по астрономии и астрофизике . 141 (3): 371–383. arXiv : astro-ph/9910164 . Бибкод : 2000A&AS..141..371G. дои : 10.1051/аас: 2000126. S2CID  14566232.
  60. ↑ Ситко, Майкл Л. (24 марта 2000 г.). «Звездная структура и эволюция». Университет Цинциннати. Архивировано из оригинала 26 марта 2005 года . Проверено 5 декабря 2007 г.
  61. ^ Краусс, Лоуренс М.; Чабойе, Брайан (2003). «Оценка возраста шаровых скоплений Млечного Пути: ограничения космологии». Наука . 299 (5603): 65–69. Бибкод : 2003Sci...299...65K. дои : 10.1126/science.1075631. PMID  12511641. S2CID  10814581.

дальнейшее чтение

Общий

Технический