stringtranslate.com

Основная последовательность

Диаграмма Герцшпрунга -Рассела отображает светимость (или абсолютную величину ) звезды против ее индекса цвета (представленного как B−V). Главная последовательность видна как заметная диагональная полоса из верхнего левого угла в нижний правый угол. На этом графике показано 22 000 звезд из каталога Hipparcos вместе с 1000 звезд низкой светимости (красные и белые карлики) из каталога Gliese близких звезд .

В астрономии главная последовательность — это классификация звезд , которые появляются на графиках звездного цвета и яркости в виде непрерывной и отличительной полосы. Звезды на этой полосе известны как звезды главной последовательности или карликовые звезды , и считается, что положение звезд на полосе и за ее пределами указывает на их физические свойства, а также на их прогресс через несколько типов жизненных циклов звезд. Это самые многочисленные истинные 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 своей плотной области ядра посредством ядерного синтеза водорода в гелий . На этом этапе жизни звезды она находится на главной последовательности в положении, определяемом в первую очередь ее массой, но также на основе ее химического состава и возраста. Ядра звезд главной последовательности находятся в гидростатическом равновесии , где 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 последнее происходит в областях с более крутыми градиентами температуры, более высокой непрозрачностью или обоими этими факторами.

Главная последовательность иногда делится на верхнюю и нижнюю части, основываясь на доминирующем процессе, который звезда использует для генерации энергии. Солнце, наряду со звездами главной последовательности ниже примерно 1,5 масс Солнца (1,5  M ☉ ), в первую очередь сплавляют атомы водорода вместе в ряде стадий, чтобы сформировать гелий, последовательность, называемую протон-протонной цепочкой . Выше этой массы, в верхней части 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 массой более двух солнечных подвергаются конвекции в своих основных областях, что действует, чтобы размешивать вновь созданный гелий и поддерживать долю топлива, необходимую для протекания синтеза. Ниже этой массы звезды имеют ядра, которые полностью излучают с конвективными зонами вблизи поверхности. С уменьшением звездной массы доля звезды, образующей конвективную оболочку, неуклонно увеличивается. Звезды главной последовательности ниже 0,4  M ☉ подвергаются конвекции по всей своей массе. Когда конвекция ядра не происходит, образуется богатое гелием ядро, 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, превращаясь 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. Было показано, что спектры звезд имеют отличительные особенности, которые позволили их классифицировать. Энни Джамп Кэннон и Эдвард Чарльз Пикеринг из обсерватории Гарвардского колледжа разработали метод категоризации, который стал известен как Гарвардская схема классификации , опубликованная в Harvard Annals в 1901 году. [1]

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 слабее. Чтобы различать эти группы, он назвал их «гигантскими» и «карликовыми» звездами. В следующем году он начал изучать звездные скопления — большие группы звезд, которые расположены 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 следовал похожему курсу исследований. Он изучал связь между спектральной классификацией звезд и их фактической яркостью, скорректированной на расстояние — их абсолютной величиной . Для этой цели он использовал набор звезд, которые имели надежные параллаксы и многие из которых были классифицированы в Гарварде. Когда он построил график спектральных типов этих звезд против их абсолютной величины, он обнаружил, что карликовые звезды следовали четкой зависимости. Это позволяло предсказывать реальную яркость карликовой звезды с разумной точностью. [3]

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

В 1933 году Бенгт Стрёмгрен ввел термин «диаграмма Герцшпрунга–Рассела» для обозначения диаграммы классов светимости и спектра. [4] Это название отражало параллельное развитие этой техники как Герцшпрунгом, так и Расселом в начале века. [2]

Поскольку эволюционные модели звезд разрабатывались в 1930-х годах, было показано, что для звезд с одинаковым составом масса звезды определяет ее светимость и радиус. И наоборот, когда химический состав звезды и ее положение на главной последовательности известны, можно вывести массу и радиус звезды. Это стало известно как теорема Фогта-Рассела ; названная в честь Генриха Фогта и Генри Норриса Рассела. Впоследствии было обнаружено, что это соотношение несколько нарушается для звезд неоднородного состава. [5]

Усовершенствованная схема звездной классификации была опубликована в 1943 году Уильямом Уилсоном Морганом и Филиппом Чайлдсом Кинаном . [6] Классификация МК присваивала каждой звезде спектральный тип — на основе Гарвардской классификации — и класс светимости. Гарвардская классификация была разработана путем присвоения каждой звезде различной буквы на основе интенсивности спектральной линии водорода до того, как была известна связь между спектрами и температурой. При сортировке по температуре и удалении дубликатов классов спектральные типы звезд следовали в порядке убывания температуры с цветами от синего до красного, в последовательности O, B, A, F, G, K и M. (Популярная мнемоника для запоминания этой последовательности звездных классов — «Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me».) Класс светимости варьировался от I до V в порядке убывания светимости. Звезды класса светимости V принадлежали к главной последовательности. [7]

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 . [8] [9]

Формирование и эволюция

Горячие и яркие звезды главной последовательности класса O в областях звездообразования. Это все области звездообразования, которые содержат много горячих молодых звезд, включая несколько ярких звезд спектрального класса O. [10]

Когда протозвезда образуется из коллапса гигантского молекулярного облака газа и пыли в локальной межзвездной среде , начальный состав везде однороден и состоит примерно из 70% водорода, 28% гелия и следовых количеств других элементов по массе. [11] Начальная масса звезды зависит от локальных условий внутри облака. (Распределение масс новообразованных звезд эмпирически описывается начальной функцией масс .) [12] Во время начального коллапса эта звезда до главной последовательности генерирует энергию посредством гравитационного сжатия. Как только она становится достаточно плотной, 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 от 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 этой точки яркость и температура поверхности звезд обычно увеличиваются с возрастом. [16]

Звезда остается вблизи своего начального положения на главной последовательности до тех пор, пока не будет израсходовано значительное количество водорода в ядре, а затем начинает эволюционировать в более яркую звезду. (На диаграмме HR эволюционирующая звезда движется вверх и вправо от главной последовательности.) Таким образом, главная последовательность представляет собой первичную стадию сжигания водорода в жизни звезды. [7]

Классификация

Звезды главной последовательности делятся на следующие типы:

Звезды главной последовательности M-типа (и, в меньшей степени, K-типа) [17] обычно называют красными карликами .

Характеристики

Большинство звезд на типичной диаграмме HR лежат вдоль кривой главной последовательности. Эта линия ярко выражена, потому что и спектральный тип , и светимость зависят только от массы звезды, по крайней мере, в приближении нулевого порядка , пока она синтезирует водород в своем ядре — и это то, что почти все звезды проводят большую часть своей «активной» жизни. [18]

Температура звезды определяет ее спектральный тип через ее влияние на физические свойства плазмы в ее фотосфере . Энергетическое излучение звезды как функция длины волны зависит как от ее температуры, так и от состава. Ключевым показателем этого распределения энергии является индекс цвета , B  −  V , который измеряет звездную величину в синем ( B ) и зелено-желтом ( V ) свете с помощью фильтров. [примечание 1] Эта разница в величине дает меру температуры звезды.

Терминология гномов

Звезды главной последовательности называются карликовыми звездами, [19] [20] но эта терминология частично историческая и может быть несколько запутанной. Для более холодных звезд карлики, такие как красные карлики , оранжевые карлики и желтые карлики , действительно намного меньше и тусклее других звезд 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, становится меньше. Для самых горячих звезд разница 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. [21]

Распространенное использование слова «карлик» для обозначения главной последовательности сбивает с толку еще и тем, что существуют 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 конечную стадию эволюции многих звезд главной последовательности. [22]

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 с помощью закона 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. [23]

Масса, радиус и светимость звезды тесно взаимосвязаны, и их соответствующие значения можно аппроксимировать тремя соотношениями. Первое — это закон Стефана-Больцмана, который связывает светимость L , радиус R и температуру поверхности T eff . Второе — это соотношение масса-светимость , которое связывает светимость L и массу M . Наконец, соотношение между M и R близко к линейному. Отношение M к R увеличивается всего в три раза за 2,5 порядка величины M . Это соотношение примерно пропорционально внутренней температуре звезды T I , и 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 звездной нестабильности.

Лучшим приближением будет взять ε = L / M , скорость генерации энергии на единицу массы, так как ε пропорциональна T I 15 , где T I — температура ядра. Это подходит для звезд, по крайней мере, таких же массивных, как Солнце, демонстрирующих цикл CNO , и дает лучшее соответствие R ∝ M 0,78 . [24]

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% от значений, перечисленных ниже. [25] [ почему? ]

Репрезентативная продолжительность жизни звезд в зависимости от их массы

Генерация энергии

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

Все звезды главной последовательности имеют область ядра, где энергия генерируется путем ядерного синтеза. Температура и плотность этого ядра находятся на уровнях, необходимых для поддержания производства энергии, которое будет поддерживать остальную часть звезды. Уменьшение производства энергии приведет к тому, что покрывающая масса сожмет ядро, что приведет к увеличению скорости синтеза из-за более высокой температуры и давления. Аналогично, увеличение производства энергии приведет к расширению звезды, что снизит давление в ядре. Таким образом, звезда образует саморегулирующуюся систему в гидростатическом равновесии , которая стабильна в течение ее жизни на главной последовательности. [30]

Звезды главной последовательности используют два типа процессов синтеза водорода, и скорость генерации энергии каждым типом зависит от температуры в области ядра. Астрономы делят главную последовательность на верхнюю и нижнюю части, основываясь на том, какой из двух процессов синтеза является доминирующим. В нижней части главной последовательности энергия в основном генерируется в результате протон -протонной цепи , которая напрямую сплавляет водород вместе в ряде стадий для производства гелия. [31] Звезды в верхней части главной последовательности имеют достаточно высокие температуры ядра, чтобы эффективно использовать цикл CNO (см. диаграмму). Этот процесс использует атомы углерода , азота и кислорода в качестве посредников в процессе синтеза водорода в гелий.

При температуре ядра звезды в 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 или холоднее относятся к нижней главной последовательности, в то время как звезды типа A или более горячие являются звездами верхней главной последовательности. [16] Переход в первичном производстве энергии из одной формы в другую охватывает разницу в диапазоне менее одной солнечной массы. У Солнца, звезды с массой в одну солнечную массу, только 1,5% энергии генерируется циклом CNO. [32] Напротив, звезды с массой 1,8 M ☉ или выше генерируют почти весь свой выход энергии через цикл CNO. [33]

Наблюдаемый верхний предел для звезды главной последовательности составляет 120–200 M ☉ . [34] Теоретическое объяснение этого предела заключается в том, что звезды выше этой массы не могут излучать энергию достаточно быстро, чтобы оставаться стабильными, поэтому любая дополнительная масса будет выбрасываться в серии пульсаций, пока звезда не достигнет стабильного предела. [35] Нижний предел для устойчивого протон-протонного ядерного синтеза составляет около 0,08 M ​​☉ или в 80 раз больше массы Юпитера . [31] Ниже этого порога находятся субзвездные объекты, которые не могут поддерживать водородный синтез, известные как коричневые карлики . [36]

Структура

На этой диаграмме показано поперечное сечение звезды, похожей на Солнце, демонстрирующее ее внутреннюю структуру.

Поскольку между ядром и поверхностью, или фотосферой , существует разница температур, энергия переносится наружу. Двумя способами переноса этой энергии являются излучение и конвекция . Зона излучения , где энергия переносится излучением, устойчива к конвекции, и перемешивание плазмы очень мало. Напротив, в зоне конвекции энергия переносится объемным движением плазмы, при этом более горячий материал поднимается, а более холодный опускается. Конвекция является более эффективным способом переноса энергии, чем излучение, но она будет происходить только в условиях, которые создают крутой градиент температуры. [30] [37]

В массивных звездах (более 10 M ☉ ) [38] скорость генерации энергии циклом CNO очень чувствительна к температуре, поэтому синтез сильно сконцентрирован в ядре. Следовательно, в области ядра существует высокий градиент температуры, что приводит к образованию зоны конвекции для более эффективного переноса энергии. [31] Это смешивание материала вокруг ядра удаляет гелиевый пепел из области горения водорода, позволяя большему количеству водорода в звезде потребляться в течение жизни главной последовательности. Внешние области массивной звезды переносят энергию излучением с небольшой конвекцией или без нее. [30]

Звезды средней массы, такие как Сириус, могут переносить энергию в основном за счет излучения с небольшой областью конвекции в ядре. [39] Звезды среднего размера с малой массой, такие как Солнце, имеют область ядра, которая устойчива к конвекции, с зоной конвекции вблизи поверхности, которая смешивает внешние слои. Это приводит к устойчивому накоплению богатого гелием ядра, окруженного богатой водородом внешней областью. Напротив, холодные звезды с очень малой массой (ниже 0,4 M ☉ ) являются конвективными по всей длине. [12] Таким образом, гелий, произведенный в ядре, распределяется по всей звезде, создавая относительно однородную атмосферу и пропорционально более длительную продолжительность жизни на главной последовательности. [30]

Изменение яркости-цвета

Солнце — наиболее известный пример звезды главной последовательности .

По мере того, как не синтезирующийся гелий накапливается в ядре звезды главной последовательности, уменьшение содержания водорода на единицу массы приводит к постепенному снижению скорости синтеза в пределах этой массы. Поскольку именно энергия, получаемая в результате синтеза, поддерживает давление ядра и поддерживает верхние слои звезды, ядро ​​постепенно сжимается. Это приводит к тому, что богатый водородом материал попадает в оболочку вокруг богатого гелием ядра на глубине, где давление достаточно для синтеза. Высокая выходная мощность этой оболочки выталкивает верхние слои звезды дальше. Это вызывает постепенное увеличение радиуса и, следовательно, светимости звезды с течением времени. [16] Например, светимость раннего Солнца составляла всего около 70% от ее текущего значения. [40] Таким образом, по мере старения звезды она меняет свое положение на диаграмме HR. Эта эволюция отражается в расширении полосы главной последовательности, которая содержит звезды на различных стадиях эволюции. [41]

Другие факторы, которые расширяют 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 показало бы нечеткую главную последовательность, поскольку масса — не единственный параметр, который влияет на цвет и светимость звезды. Изменения в химическом составе, вызванные начальными содержаниями, эволюционным статусом звезды , [42] взаимодействием с близким компаньоном , [43] быстрым вращением , [44] или магнитным полем, могут немного изменить положение звезды главной последовательности на диаграмме HR, и это лишь несколько факторов. Например, есть звезды с низким содержанием металлов (с очень низким содержанием элементов с более высокими атомными числами, чем гелий), которые лежат чуть ниже главной последовательности и известны как субкарлики . Эти звезды синтезируют водород в своих ядрах, и поэтому они отмечают нижний край нечеткости главной последовательности, вызванной дисперсией в химическом составе. [45]

Почти вертикальная область диаграммы HR, известная как полоса нестабильности , занята пульсирующими переменными звездами, известными как переменные цефеиды . Эти звезды меняют свою величину через регулярные интервалы, что придает им пульсирующий вид. Полоса пересекает верхнюю часть главной последовательности в области звезд классов A и F , которые имеют массу от одной до двух солнечных масс. Пульсирующие звезды в этой части полосы нестабильности, пересекающей верхнюю часть главной последовательности, называются переменными типа Дельта Щита . Звезды главной последовательности в этой области испытывают лишь небольшие изменения в величине, поэтому это изменение трудно обнаружить. [46] Другие классы нестабильных звезд главной последовательности, такие как переменные типа Бета Цефея , не связаны с этой полосой нестабильности.

Продолжительность жизни

Этот график дает пример соотношения массы и 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 быть потреблено 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, общую продолжительность жизни можно оценить, в первом приближении , как общую произведенную энергию, деленную на светимость звезды. [47]

Для звезды с массой не менее 0,5 M ☉ , когда запас водорода в ее ядре исчерпан и она расширяется, становясь красным гигантом , она может начать синтезировать атомы гелия с образованием углерода . Выход энергии процесса синтеза гелия на единицу массы составляет всего около одной десятой от выхода энергии процесса синтеза водорода, а светимость звезды увеличивается. [48] Это приводит к гораздо более короткой продолжительности этой стадии по сравнению со временем жизни на главной последовательности. (Например, прогнозируется, что Солнце потратит 130 миллионов лет на сжигание гелия по сравнению с примерно 12 миллиардами лет на сжигание водорода.) [49] Таким образом, около 90% наблюдаемых звезд с массой выше 0,5 M ☉ будут находиться на главной последовательности. [50] Известно, что в среднем звезды главной последовательности следуют эмпирическому соотношению масса-светимость . [51] Светимость ( L ) звезды примерно пропорциональна полной массе ( M ) по следующему степенному закону :

Это соотношение применимо к звездам главной последовательности в диапазоне 0,1–50 M ☉ . [52]

Количество топлива, доступного для ядерного синтеза, пропорционально массе звезды. Таким образом, продолжительность жизни звезды на главной последовательности можно оценить, сравнив ее с моделями эволюции Солнца. Солнце было звездой главной последовательности около 4,5 миллиардов лет и станет красным гигантом через 6,5 миллиардов лет, [53] за общую продолжительность жизни на главной последовательности около 10 10 лет. Следовательно: [54]

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

Хотя более массивные звезды имеют больше топлива для сжигания и интуитивно можно ожидать, что они будут существовать дольше, они также излучают пропорционально большее количество с увеличением массы. Это требуется звездным уравнением состояния; для того, чтобы массивная звезда поддерживала равновесие, внешнее давление излучаемой энергии, генерируемой в ядре, не только должно, но и будет расти, чтобы соответствовать колоссальному 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 могут существовать более триллиона лет. [55]

Точное соотношение массы и светимости зависит от того, насколько эффективно энергия может транспортироваться из ядра на поверхность. Более высокая непрозрачность имеет изолирующий эффект, который удерживает 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. [56] Достаточно высокая непрозрачность может привести к транспорту энергии посредством конвекции , что изменяет условия, необходимые для поддержания равновесия. [16]

В звездах главной последовательности с большой массой непрозрачность определяется электронным рассеянием , которое почти постоянно с ростом температуры. Таким образом, светимость увеличивается только как куб массы звезды. [48] Для звезд ниже 10 M ☉ непрозрачность становится зависимой от температуры, в результате чего светимость изменяется приблизительно как четвертая степень массы звезды. [52] Для звезд с очень малой массой молекулы в атмосфере также вносят вклад в непрозрачность. Ниже примерно 0,5 M ☉ светимость звезды изменяется как масса в степени 2,3, что приводит к сглаживанию наклона на графике массы и светимости. Однако даже эти уточнения являются лишь приближением, и соотношение массы и светимости может изменяться в зависимости от состава звезды. [12]

Эволюционные пути

Эволюционный путь звезды, подобной Солнцу

Когда звезда главной последовательности потребляет водород в своем ядре, потеря генерации энергии приводит к возобновлению ее гравитационного коллапса, и звезда эволюционирует вне главной последовательности. Путь, по которому звезда следует по диаграмме HR, называется эволюционным треком. [57]

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

Предполагается, что звезды с массой менее 0,23  M ☉ [58] сразу станут белыми карликами , когда генерация энергии путем ядерного синтеза водорода в их ядре прекратится, но звезды в этом диапазоне масс имеют продолжительность жизни на главной последовательности больше, чем текущий возраст Вселенной, поэтому ни одна звезда не является достаточно старой, чтобы это произошло.

В звездах, более массивных, чем 0,23  M ☉ , водород, окружающий гелиевое ядро, достигает достаточной температуры и давления, чтобы подвергнуться термоядерному синтезу, образуя оболочку, сжигающую водород, и заставляя внешние слои звезды расширяться и охлаждаться. Стадия, на которой эти звезды удаляются от главной последовательности, известна как ветвь субгигантов ; она относительно коротка и выглядит как пробел в эволюционном пути, поскольку в этой точке наблюдается мало звезд.

Когда гелиевое ядро ​​звезд малой массы становится вырожденным, или внешние слои звезд средней массы достаточно остывают, чтобы стать непрозрачными, их водородные оболочки повышают температуру, и звезды начинают становиться более яркими. Это известно как ветвь красных гигантов ; это относительно долгоживущая стадия, и она заметно отображается на диаграммах H–R. Эти звезды в конечном итоге закончат свою жизнь как белые карлики. [59] [60]

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 приблизительно горизонтальным эволюционным траекториям от главной последовательности через верхнюю часть диаграммы H–R. Сверхгиганты относительно редки и не видны заметно 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 . [61]

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, за ними последовательно последуют звезды все более низких масс. Положение, в котором звезды в скоплении покидают главную последовательность, известно как точка поворота . Зная продолжительность жизни звезд на главной последовательности в этой точке, становится возможным оценить возраст скопления. [62]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Измерение разницы между этими значениями устраняет необходимость в коррекции величин на расстояние. Однако на это может повлиять межзвездное поглощение .
  2. ^ Солнце — типичная звезда типа G2V.

Ссылки

  1. ^ Лонгэр, Малкольм С. (2006). Космический век: история астрофизики и космологии . Cambridge University Press. стр. 25–26. ISBN 978-0-521-47436-8.
  2. ^ ab Браун, Лори М.; Пайс, Абрахам ; Пиппард, AB , ред. (1995). Физика двадцатого века . Бристоль ; Нью-Йорк: Институт физики , Американский институт физики . стр. 1696. ISBN 978-0-7503-0310-1. OCLC  33102501.
  3. ^ ab Рассел, HN (1913).«Гигантские» и «карликовые» звезды». Обсерватория . 36 : 324–329. Bibcode : 1913Obs....36..324R.
  4. ^ Стрёмгрен, Бенгт (1933). «Об 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, PC; Келлман, E. (1943). Атлас звездных спектров с описанием спектральной классификации. Чикаго, Иллинойс: Издательство Чикагского университета . Получено 12 августа 2008 г.
  7. ^ abc Unsöld, Albrecht (1969). Новый космос . Springer-Verlag New York Inc. стр. 268. ISBN 978-0-387-90886-1.
  8. ^ Келли, Патрик Л. и др. (2 апреля 2018 г.). «Экстремальное увеличение отдельной звезды при красном смещении 1,5 с помощью линзы скопления галактик». Nature . 2 (4): 334–342. arXiv : 1706.10279 . Bibcode :2018NatAs...2..334K. doi :10.1038/s41550-018-0430-3. S2CID  125826925.
  9. ^ Хауэлл, Элизабет (2 апреля 2018 г.). «Редкое космическое выравнивание обнаруживает самую далекую из когда-либо виденных звезд». Space.com . Получено 2 апреля 2018 г.
  10. ^ "Самые яркие звезды не живут в одиночку". Пресс-релиз ESO . Получено 27 июля 2012 г.
  11. ^ Глеклер, Джордж; Гейсс, Йоханнес (2004). «Состав локальной межзвездной среды, диагностируемый с помощью захвата ионов». Достижения в космических исследованиях . 34 (1): 53–60. Bibcode : 2004AdSpR..34...53G. doi : 10.1016/j.asr.2003.02.054.
  12. ^ abc Kroupa, Pavel (2002). "The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems". Science . 295 (5552): 82–91. arXiv : astro-ph/0201098 . Bibcode :2002Sci...295...82K. doi :10.1126/science.1067524. PMID  11778039. S2CID  14084249 . Получено 03.12.2007 .
  13. ^ Шиллинг, Говерт (2001). «Новая модель показывает, что Солнце было горячей молодой звездой». Science . 293 (5538): 2188–2189. doi : 10.1126/science.293.5538.2188 . PMID  11567116. S2CID  33059330.
  14. ^ "Нулевой возраст главной последовательности". Энциклопедия астрономии SAO . Университет Суинберна . Получено 2007-12-09 .
  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. ^ Петтерсен, BR; Хоули, SL (1989-06-01). «Спектроскопическое исследование вспыхивающих красных карликовых звезд». Астрономия и астрофизика . 217 : 187–200. Bibcode : 1989A&A...217..187P. ISSN  0004-6361.
  18. ^ "Звезды главной последовательности". Australia Telescope Outreach and Education. Архивировано из оригинала 25.11.2021.
  19. ^ Хардинг Э. Смит (21 апреля 1999 г.). «Диаграмма Герцшпрунга-Рассела». Учебник астрономии Джина Смита . Центр астрофизики и космических наук, Калифорнийский университет, Сан-Диего . Получено 29 октября 2009 г.
  20. ^ Ричард Пауэлл (2006). «Диаграмма Герцшпрунга-Рассела». Атлас Вселенной . Проверено 29 октября 2009 г.
  21. ^ Мур, Патрик (2006). Астроном-любитель . Springer. ISBN 978-1-85233-878-7.
  22. ^ "Белый карлик". COSMOS—The SAO Encyclopedia of Astronomy . Swinburne University . Получено 2007-12-04 .
  23. ^ «Происхождение диаграммы Герцшпрунга-Рассела». Университет Небраски . Проверено 6 декабря 2007 г.
  24. ^ "Курс по физическим свойствам, формированию и эволюции звезд" (PDF) . Университет Сент-Эндрюс. Архивировано из оригинала (PDF) 2020-12-02 . Получено 2010-05-18 .
  25. ^ 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, созданные для ZAMS с массой 1,1 массы Солнца. В таблице это указано как 1,26 солнечной светимости . При металличности Z=0,01 светимость составляет 1,34 солнечной светимости. При металличности Z=0,04 светимость составляет 0,89 солнечной светимости.
  26. ^ Зомбек, Мартин В. (1990). Справочник по космической астрономии и астрофизике (2-е изд.). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-34787-7. Получено 2007-12-06 .
  27. ^ "Астрономическая база данных SIMBAD". Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 21 ноября 2008 г.
  28. ^ Лак, Р. Эрл; Хайтер, Ульрике (2005). «Звезды в пределах 15 парсеков: изобилие для северного образца». The Astronomical Journal . 129 (2): 1063–1083. Bibcode : 2005AJ....129.1063L. doi : 10.1086/427250 .
  29. ↑ Staff (1 января 2008 г.). «Список ближайших ста звездных систем». Исследовательский консорциум по близким звездам. Архивировано из оригинала 13 мая 2012 г. Получено 12 августа 2008 г.
  30. ^ abcd Брейнерд, Джером Джеймс (16 февраля 2005 г.). "Звезды главной последовательности". The Astrophysics Spectator . Получено 04.12.2007 .
  31. ^ abc Карттунен, Ханну (2003). Фундаментальная астрономия . Спрингер. ISBN 978-3-540-00179-9.
  32. ^ Бахколл, Джон Н.; Пинсонно, МХ; Басу, Сарбани (2003). «Солнечные модели: текущие эпохи и временные зависимости, нейтрино и гелиосейсмологические свойства». The Astrophysical Journal . 555 (2): 990–1012. arXiv : astro-ph/0212331 . Bibcode : 2001ApJ...555..990B. doi : 10.1086/321493. S2CID  13798091.
  33. ^ Саларис, Маурицио; Кассиси, Санти (2005). Эволюция звезд и звездных популяций . John Wiley and Sons. стр. 128. ISBN 978-0-470-09220-0.
  34. ^ Oey, MS; Clarke, CJ (2005). «Статистическое подтверждение верхнего предела массы звезды». The Astrophysical Journal . 620 (1): L43–L46. arXiv : astro-ph/0501135 . Bibcode : 2005ApJ...620L..43O. doi : 10.1086/428396. S2CID  7280299.
  35. ^ Зибарт, Кеннет (1970). «О верхнем пределе массы для звезд главной последовательности». Astrophysical Journal . 162 : 947–962. Bibcode : 1970ApJ...162..947Z. doi : 10.1086/150726.
  36. ^ Берроуз, Адам; Хаббард, Уильям Б.; Сомон, Дидье; Лунин, Джонатан И. (1993). «Расширенный набор моделей коричневых карликов и звезд с очень низкой массой». Astrophysical Journal . 406 (1): 158–71. Bibcode :1993ApJ...406..158B. doi : 10.1086/172427 .
  37. ^ Аллер, Лоуренс Х. (1991). Атомы, звезды и туманности . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-31040-6.
  38. ^ Брессан, АГ; Чиози, К.; Бертелли, Г. (1981). «Потеря массы и перегрузка массивных звезд». Астрономия и астрофизика . 102 (1): 25–30. Bibcode : 1981A&A...102...25B.
  39. ↑ Лохнер, Джим; Гибб, Мередит; Ньюман, Фил (6 сентября 2006 г.). «Звезды». NASA. Архивировано из оригинала 2014-11-19 . Получено 2007-12-05 .
  40. ^ Gough, DO (1981). «Внутренняя структура Солнца и вариации светимости». Solar Physics . 74 (1): 21–34. Bibcode : 1981SoPh...74...21G. doi : 10.1007/BF00151270. S2CID  120541081.
  41. ^ Падманабхан, Тану (2001). Теоретическая астрофизика . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56241-6.
  42. ^ Райт, Дж. Т. (2004). «Знаем ли мы о каких-либо звездах минимума Маундера?». The Astronomical Journal . 128 (3): 1273–1278. arXiv : astro-ph/0406338 . Bibcode : 2004AJ....128.1273W. doi : 10.1086/423221. S2CID  118975831. Получено 06.12.2007 .
  43. ^ Тайлер, Роджер Джон (1994). Звезды: их структура и эволюция . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-45885-6.
  44. ^ Sweet, IPA; Roy, AE (1953). «Структура вращающихся звезд». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 113 (6): 701–715. Bibcode : 1953MNRAS.113..701S. doi : 10.1093/mnras/113.6.701 .
  45. ^ Burgasser, Adam J.; Kirkpatrick, J. Davy; Lépine, Sébastien (5–9 июля 2004 г.). Spitzer Studies of Ultracool Subdwarfs: Metal-poor Late-type M, L and T Dwarfs. Труды 13-го Кембриджского семинара по холодным звездам, звездным системам и Солнцу . Гамбург, Германия: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., стр. 237. Bibcode : 2005ESASP.560..237B . Получено 06.12.2007 .
  46. ^ Грин, С. Ф.; Джонс, Марк Генри; Бернелл, С. Джоселин (2004). Введение в Солнце и звезды . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-54622-5.
  47. ^ Richmond, Michael W. (10 ноября 2004 г.). "Звездная эволюция на главной последовательности". Рочестерский технологический институт . Получено 2007-12-03 .
  48. ^ ab Prialnik, Dina (2000). Введение в теорию звездной структуры и эволюции . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-65937-6.
  49. ^ Шредер, К.-П.; Коннон Смит, Роберт (май 2008 г.). «Отдалённое будущее Солнца и Земли снова». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 386 (1): 155–163. arXiv : 0801.4031 . Bibcode : 2008MNRAS.386..155S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID  10073988.
  50. ^ Арнетт, Дэвид (1996). Сверхновые и нуклеосинтез: исследование истории материи от Большого взрыва до наших дней . Princeton University Press. ISBN 978-0-691-01147-9.— При синтезе водорода выделяется 8×10 14  Дж / кг , а при синтезе гелия — 8×10 13  Дж/кг.
  51. ^ Подробную историческую реконструкцию теоретического вывода этой связи Эддингтоном в 1924 году см.: Lecchini, Stefano (2007). How Dwarfs Became Giants. The Discovery of the Mass-Luminosity Relation . Bern Studies in the History and Philosophy of Science. ISBN 978-3-9522882-6-9.
  52. ^ ab Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. (1988). Котлы в космосе: ядерная астрофизика . Издательство Чикагского университета. ISBN 978-0-226-72457-7.
  53. ^ Сакманн, И.-Джулиана; Бутройд, Арнольд И.; Крамер, Кэтлин Э. (ноябрь 1993 г.). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее». Astrophysical Journal . 418 : 457–468. Bibcode : 1993ApJ...418..457S. doi : 10.1086/173407 .
  54. ^ Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д. (1994). Звездные недра: физические принципы, структура и эволюция . Биркхойзер. стр. 28. ISBN 978-0-387-94138-7.
  55. ^ Лафлин, Грегори; Боденхаймер, Питер; Адамс, Фред К. (1997). «Конец главной последовательности». The Astrophysical Journal . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997ApJ...482..420L. doi : 10.1086/304125 .
  56. ^ Имамура, Джеймс Н. (7 февраля 1995 г.). "Соотношение массы и светимости". Университет Орегона. Архивировано из оригинала 14 декабря 2006 г. Получено 8 января 2007 г.
  57. ^ Ико Ибен (29 ноября 2012 г.). Физика звездной эволюции. Cambridge University Press. стр. 1481–. ISBN 978-1-107-01657-6.
  58. ^ Адамс, Фред К.; Лафлин, Грегори (апрель 1997 г.). «Умирающая Вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Reviews of Modern Physics . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997RvMP...69..337A. doi : 10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID  12173790.
  59. ↑ Staff (12 октября 2006 г.). "Post-Main Sequence Stars". Australia Telescope Outreach and Education. Архивировано из оригинала 20 января 2013 г. Получено 2008-01-08 .
  60. ^ Жирарди, Л.; Брессан, А.; Бертелли, Г.; Чиози, К. (2000). «Эволюционные треки и изохроны для звезд с малой и средней массой: от 0,15 до 7 M солнца и от Z=0,0004 до 0,03». Приложение к астрономии и астрофизике . 141 (3): 371–383. arXiv : astro-ph/9910164 . Bibcode : 2000A&AS..141..371G. doi : 10.1051/aas:2000126. S2CID  14566232.
  61. ^ Sitko, Michael L. (24 марта 2000 г.). "Звездная структура и эволюция". Университет Цинциннати. Архивировано из оригинала 26 марта 2005 г. Получено 2007-12-05 .
  62. ^ Краусс, Лоуренс М.; Чабойер, Брайан (2003). «Оценки возраста шаровых скоплений в Млечном Пути: ограничения по космологии». Science . 299 (5603): 65–69. Bibcode :2003Sci...299...65K. doi :10.1126/science.1075631. PMID  12511641. S2CID  10814581.

Дальнейшее чтение

Общий

Технический