Звездное ядро — это чрезвычайно горячая, 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 сам поддерживает условия в тепловом и гидростатическом равновесии . Минимальная температура, необходимая для синтеза звездного водорода , превышает 10 7 К ( 10 МК ), в то время как плотность в ядре Солнца превышает100 г/см 3 . Ядро окружено звездной оболочкой, которая переносит энергию из ядра в звездную атмосферу , где она излучается в космос. [1]
Звезды главной последовательности отличаются первичным механизмом генерации энергии в их центральной области, который объединяет четыре ядра водорода, образуя один атом 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] [ требуется проверка ] лет и становится излучающей. [3] Это означает, что вырабатываемая энергия выводится из ядра посредством излучения и проводимости , а не посредством переноса массы в форме конвекции . Выше этой сферической зоны излучения находится небольшая зона конвекции, расположенная чуть ниже внешней атмосферы .
При меньшей звездной массе внешняя конвекционная оболочка занимает все большую долю оболочки, а для звезд с массой около0,35 M ☉ (35% массы Солнца) или менее (включая неудавшиеся звезды ) вся звезда является конвективной, включая область ядра. [4] Эти звезды очень малой массы (VLMS) занимают поздний диапазон звезд главной последовательности M-типа , или красных карликов . VLMS образуют основной звездный компонент Млечного Пути , составляя более 70% от общей популяции. Конец диапазона VLMS с малой массой достигает примерно0,075 M ☉ , ниже которой обычный (недейтериевый ) водородный синтез не происходит, и объект обозначается как коричневый карлик . Температура области ядра для VLMS уменьшается с уменьшением массы, в то время как плотность увеличивается. Для звезды с0,1 М ☉ , температура ядра составляет около5 МК пока плотность около500 г см −3 . Даже в нижней части температурного диапазона водород и гелий в области ядра полностью ионизированы. [4]
Ниже примерно 1,2 M ☉ производство энергии в ядре звезды происходит преимущественно через цепную реакцию протон-протон , процесс, требующий только водорода. Для звезд выше этой массы производство энергии все больше происходит из цикла CNO , процесса синтеза водорода, который использует 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 поступает из цикла CNO, а половина из цепи pp. [5] Процесс CNO более чувствителен к температуре, чем цепь pp, при этом большая часть производства энергии происходит вблизи самого центра звезды. Это приводит к более сильному тепловому градиенту, который создает конвективную нестабильность. Следовательно, область ядра является конвективной для звезд выше примерно 1,2 M ☉ . [6]
Для всех масс звезд, по мере того как водород ядра расходуется, температура увеличивается, чтобы поддерживать равновесие давления. Это приводит к увеличению скорости производства энергии, что, в свою очередь, приводит к увеличению светимости звезды. Продолжительность фазы ядерного синтеза водорода уменьшается с увеличением массы звезды. Для звезды с массой Солнца этот период составляет около десяти миллиардов лет. При5 M ☉ продолжительность жизни составляет 65 миллионов лет, в то время как 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 коллапсировать. Оно нагревается и становится достаточно горячим для того, чтобы водород в оболочке за пределами ядра начал термоядерный синтез. Ядро продолжает коллапсировать, а внешние слои звезды расширяются. На этой стадии звезда является субгигантом . Звезды с очень малой массой никогда не становятся субгигантами, потому что они полностью конвективны. [9]
Звезды с массами между 0,4 M ☉ и 1 M ☉ имеют небольшие неконвективные ядра на главной последовательности и развивают толстые водородные оболочки на ветви субгигантов. Они проводят несколько миллиардов лет на ветви субгигантов, при этом масса гелиевого ядра медленно увеличивается из-за слияния водородной оболочки. В конце концов, ядро становится вырожденным, где доминирующим источником давления ядра является давление вырождения электронов , и звезда расширяется на ветвь красных гигантов. [9]
Звезды с более высокими массами имеют по крайней мере частично конвективные ядра на главной последовательности, и они развивают относительно большое гелиевое ядро, прежде чем исчерпать водород по всей конвективной области, и, возможно, в большей области из-за конвективного перенапряжения . Когда слияние ядра прекращается, ядро начинает коллапсировать, и оно настолько велико, что гравитационная энергия фактически увеличивает температуру и светимость звезды в течение нескольких миллионов лет, прежде чем оно станет достаточно горячим, чтобы зажечь водородную оболочку. Как только водород начинает синтезироваться в оболочке, звезда остывает и считается субгигантом. Когда ядро звезды больше не подвергается синтезу, но его температура поддерживается за счет синтеза окружающей оболочки, существует максимальная масса, называемая пределом Шёнберга-Чандрасекара . Когда масса превышает этот предел, ядро коллапсирует, и внешние слои звезды быстро расширяются, превращаясь в красного гиганта . В звездах до примерно 2 M ☉ это происходит всего через несколько миллионов лет после того, как звезда становится субгигантом. Звезды массивнее 2 M ☉ имеют ядра выше предела Шёнберга-Чандрасекара, прежде чем они покидают главную последовательность. [9]
После того, как запас водорода в ядре маломассивной звезды с по крайней мере0,25 M ☉ [8] истощается, она покинет главную последовательность и будет развиваться по ветви красных гигантов диаграммы Герцшпрунга-Рассела . Те эволюционирующие звезды с массой до 1,2 M ☉ будут сжимать свое ядро до тех пор, пока водород не начнет синтезироваться через pp-цепочку вместе с оболочкой вокруг инертного гелиевого ядра, проходя по ветви субгигантов . Этот процесс будет неуклонно увеличивать массу гелиевого ядра, заставляя водородную термоядерную оболочку повышаться в температуре до тех пор, пока она не сможет генерировать энергию через цикл CNO. Из-за температурной чувствительности процесса CNO эта водородная термоядерная оболочка будет тоньше, чем раньше. Неядерные конвективные звезды выше 1,2 M ☉ , которые потребили свой ядерный водород через процесс CNO, сжимают свои ядра и напрямую эволюционируют в гигантскую стадию. Увеличивающаяся масса и плотность гелиевого ядра заставят звезду увеличиваться в размере и светимости по мере ее эволюции вверх по ветви красных гигантов. [10]
Для звезд в диапазоне масс0,4–1,5 M ☉ , гелиевое ядро становится вырожденным до того, как оно станет достаточно горячим для начала термоядерного синтеза. Когда плотность вырожденного гелия в ядре достаточно высока − около10 7 г см −3 при температуре около10 9 K − она претерпевает ядерный взрыв, известный как « гелиевая вспышка ». Это событие не наблюдается вне звезды, поскольку высвобождаемая энергия полностью используется для подъема ядра из состояния электронного вырождения в состояние обычного газа. Ядро из гелия расширяется, при этом плотность уменьшается примерно до 10 3 − 10 4 г см −3 , в то время как оболочка звезды претерпевает сжатие. Звезда теперь находится на горизонтальной ветви , а фотосфера демонстрирует быстрое уменьшение светимости в сочетании с ростом эффективной температуры . [11]
В более массивных звездах главной последовательности с конвекцией ядра гелий, полученный в результате синтеза, смешивается по всей конвективной зоне. После того, как водород ядра потребляется, он, таким образом, эффективно истощается по 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 массах звезд выше2,25 M ☉ , ядро не становится вырожденным 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 , синтезирующий гелий в углерод. Однако большая часть энергии, генерируемой на этой стадии, продолжает поступать из оболочки синтеза водорода. [7]
Для звезд массой более 10 M ☉ гелиевый синтез в ядре начинается сразу же после того , как заканчивается главная последовательность. Вокруг гелиевого ядра образуются две водородные синтезирующие оболочки: тонкая внутренняя оболочка цикла CNO и внешняя оболочка цепи pp. [13]