Звездное ядро — это чрезвычайно горячая и плотная область в центре звезды. Для обычной звезды главной последовательности область ядра — это объем, где условия температуры и давления позволяют производить энергию посредством термоядерного синтеза водорода в гелий . Эта энергия, в свою очередь, уравновешивает массу звезды, давящую внутрь; процесс, который самостоятельно поддерживает условия теплового и гидростатического равновесия . Минимальная температура, необходимая для звездного синтеза водорода, превышает 10 7 К ( 10 МК ), а плотность в ядре Солнца превышает100 г/см 3 . Ядро окружено звездной оболочкой, которая переносит энергию от ядра в звездную атмосферу , где она излучается в космос. [1]
Звезды главной последовательности отличаются первичным механизмом генерации энергии в их центральной области, который объединяет четыре ядра водорода с образованием одного атома гелия посредством термоядерного синтеза . Солнце является примером этого класса звезд. Как только образуются звезды с массой Солнца , область ядра достигает теплового равновесия примерно через 100 миллионов (10 8 ) [2] [ необходима проверка ] лет и становится излучающей. [3] Это означает, что генерируемая энергия выводится из ядра посредством излучения и проводимости, а не посредством переноса массы в форме конвекции . Над этой сферической зоной излучения находится небольшая зона конвекции чуть ниже внешней атмосферы .
При меньшей звездной массе внешняя конвекционная оболочка занимает все большую часть оболочки, а для звезд с массой около0,35 M ☉ (35% массы Солнца) или меньше (включая неудавшиеся звезды ) вся звезда конвективна, включая область ядра. [4] Эти звезды с очень малой массой (VLMS) занимают поздний диапазон звезд главной последовательности М-типа , или красных карликов . VLMS является основным звездным компонентом Млечного Пути и составляет более 70% от общей численности населения. Маломассовый конец диапазона VLMS достигает примерно0,075 M☉ , ниже которого обычный (бездейтериевый ) синтез водорода не происходит и объект обозначается как коричневый карлик . Температура центральной области VLMS снижается с уменьшением массы, а плотность увеличивается. Для звезды с0,1 M ☉ , температура ядра около5 МК пока плотность около500 г см -3 . Даже в нижней части температурного диапазона водород и гелий в области ядра полностью ионизованы. [4]
Ниже примерно 1,2 M ☉ производство энергии в ядре звезды происходит преимущественно за счет протон-протонной цепной реакции , процесса, требующего только водорода. Для звезд, масса которых превышает эту массу, выработка энергии все чаще происходит за счет цикла CNO — процесса синтеза водорода, в котором используются промежуточные атомы углерода, азота и кислорода. На Солнце только 1,5% чистой энергии поступает из цикла CNO. Для звезд с массой 1,5 M ☉ , где температура ядра достигает 18 МК, половина производства энергии происходит за счет CNO-цикла, а половина - за счет pp-цепи. [5] Процесс CNO более чувствителен к температуре, чем pp-цепочка, при этом большая часть производства энергии происходит вблизи самого центра звезды. Это приводит к более сильному температурному градиенту, что создает конвективную неустойчивость. Следовательно, область ядра является конвективной для звезд размером выше примерно 1,2 M ☉ . [6]
Для звезд всех масс по мере расходования водорода в ядре температура увеличивается, чтобы поддерживать равновесие давления. Это приводит к увеличению скорости производства энергии, что, в свою очередь, приводит к увеличению светимости звезды. Время жизни фазы ядерного синтеза водорода уменьшается с увеличением массы звезды. Для звезды с массой Солнца этот период составляет около десяти миллиардов лет. В5 M ☉ время жизни 65 миллионов лет, а при25 M ☉ период синтеза водорода в ядре составляет всего шесть миллионов лет. [7] Самые долгоживущие звезды — это полностью конвективные красные карлики, которые могут оставаться на главной последовательности сотни миллиардов лет и более. [8]
Как только звезда превратила весь водород в своем ядре в гелий, ядро больше не может поддерживать себя и начинает разрушаться. Он нагревается и становится достаточно горячим, чтобы водород в оболочке вне ядра начал термоядерный синтез. Ядро продолжает сжиматься, а внешние слои звезды расширяются. На данном этапе звезда является субгигантом . Звезды с очень малой массой никогда не становятся субгигантами, потому что они полностью конвективны. [9]
Звезды с массой примерно от 0,4 M ☉ до 1 M ☉ имеют небольшие неконвективные ядра на главной последовательности и имеют толстые водородные оболочки на ветви субгигантов. Они проводят несколько миллиардов лет на ветви субгигантов, при этом масса гелиевого ядра медленно увеличивается за счет синтеза водородной оболочки. В конце концов, ядро вырождается, где доминирующим источником давления ядра является давление вырождения электронов , и звезда расширяется в ветвь красных гигантов. [9]
Звезды с более высокими массами имеют, по крайней мере, частично конвективные ядра на главной последовательности, и у них образуется относительно большое гелиевое ядро до того, как истощается водород во всей конвективной области и, возможно, в более крупной области из-за конвективного выброса . Когда синтез ядра прекращается, ядро начинает сжиматься, и оно настолько велико, что гравитационная энергия фактически увеличивает температуру и светимость звезды на несколько миллионов лет, прежде чем она станет достаточно горячей, чтобы воспламенить водородную оболочку. Как только водород начинает плавиться в оболочке, звезда остывает и ее называют субгигантом. Когда ядро звезды больше не подвергается термоядерному синтезу, но его температура поддерживается за счет синтеза окружающей оболочки, существует максимальная масса, называемая пределом Шенберга-Чандрасекара . Когда масса превышает этот предел, ядро коллапсирует, а внешние слои звезды быстро расширяются, превращаясь в красного гиганта . У звезд размером примерно до 2 M ☉ это происходит всего через несколько миллионов лет после того, как звезда становится субгигантом. Звезды с массой более 2 M ☉ имеют ядра выше предела Шенберга – Чандрасекара, прежде чем они покинут главную последовательность. [9]
Как только запасы водорода в ядре маломассивной звезды с по крайней мере0,25 M ☉ [8] обеднена, она покинет главную последовательность и будет эволюционировать вдоль красной гигантской ветви диаграммы Герцшпрунга–Рассела . Развивающиеся звезды с размером примерно до 1,2 M ☉ будут сжимать свое ядро до тех пор, пока водород не начнет плавиться через pp-цепочку вместе с оболочкой вокруг инертного гелиевого ядра, проходя вдоль ветви субгигантов . Этот процесс будет постепенно увеличивать массу гелиевого ядра, вызывая повышение температуры водородной оболочки до тех пор, пока она не сможет генерировать энергию в рамках цикла CNO. Из-за температурной чувствительности процесса CNO эта водородная оболочка будет тоньше, чем раньше. Конвективные звезды без ядра размером более 1,2 M ☉ , которые израсходовали водород своего ядра в результате процесса CNO, сжимают свои ядра и непосредственно переходят на стадию гиганта. Увеличение массы и плотности гелиевого ядра приведет к увеличению размера и светимости звезды по мере ее развития вверх по ветви красных гигантов. [10]
Для звезд в диапазоне масс0,4–1,5 M ☉ гелиевое ядро вырождается еще до того, как оно станет достаточно горячим, чтобы гелий начал синтез. Когда плотность вырожденного гелия в ядре достаточно высока — около10 7 г см -3 с температурой около10 9 К — он подвергается ядерному взрыву, известному как « гелиевая вспышка ». Это событие не наблюдается за пределами звезды, поскольку высвободившаяся энергия полностью расходуется на то, чтобы поднять ядро из электронного вырождения в нормальное газовое состояние. Гелиевое плавящееся ядро расширяется, плотность снижается примерно до 10 3 - 10 4 г см -3 , в то время как оболочка звезды испытывает сжатие. Звезда сейчас находится на горизонтальной ветви , при этом фотосфера демонстрирует быстрое уменьшение светимости в сочетании с увеличением эффективной температуры . [11]
В более массивных звездах главной последовательности с конвекцией ядра гелий, образующийся в результате термоядерного синтеза, смешивается по всей конвективной зоне. Таким образом, как только водород ядра израсходован, он эффективно исчерпывается во всей области конвекции. В этот момент гелиевое ядро начинает сжиматься и начинается синтез водорода вместе с оболочкой по периметру, которая затем постепенно добавляет больше гелия в инертное ядро. [7] При звездных массах выше2,25 M ☉ , ядро не вырождается до начала синтеза гелия. [12] Следовательно, по мере старения звезды ядро продолжает сжиматься и нагреваться до тех пор, пока в центре не сможет поддерживаться тройной альфа-процесс , превращающий гелий в углерод. Однако большая часть энергии, вырабатываемой на этом этапе, продолжает поступать из водородной термоядерной оболочки. [7]
Для звезд выше 10 M ☉ синтез гелия в ядре начинается сразу после окончания главной последовательности. Вокруг гелиевого ядра образуются две водородные плавящиеся оболочки: тонкая внутренняя оболочка цикла CNO и внешняя оболочка цепочки pp. [13]