Основная последовательность - Main sequence

Для скаковой лошади см. Основная последовательность (лошадь).
А Диаграмма Герцшпрунга – Рассела строит яркость (или же абсолютная величина ) звезды против своего индекс цвета (представлен как B − V). Основная последовательность видна как заметная диагональная полоса, идущая от верхнего левого угла до нижнего правого. На этом графике показаны 22000 звезд из Каталог Hipparcos вместе с 1000 звездами низкой светимости (красные и белые карлики) из Каталог ближайших звезд Gliese.
Звездообразование
LH 95.jpg
Классы объектов
Теоретические концепции

В астрономия, то главная последовательность представляет собой непрерывную и отличительную полосу звезды что появляется на сюжетах звездных цвет против яркость. Эти графики величины цвета известны как Диаграммы Герцшпрунга – Рассела после их соавторов, Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Рассел. Звезды этой группы известны как звезды главной последовательности или же карликовые звезды. Это самые многочисленные настоящие звезды во Вселенной, в том числе и на Земле. солнце.

После конденсации и воспламенения звезды она генерирует тепловая энергия в его плотной основной регион через термоядерная реакция из водород в гелий. На этом этапе жизни звезды она находится на главной последовательности в позиции, определяемой в первую очередь ее массой, но также основанной на ее химическом составе и возрасте. Ядра звезд главной последовательности находятся в гидростатическое равновесие, где внешнее тепловое давление от горячего сердечника уравновешивается внутренним давлением гравитационный коллапс из вышележащих слоев. Сильная зависимость скорости генерации энергии от температуры и давления помогает поддерживать этот баланс. Энергия, генерируемая в ядре, достигает поверхности и излучается в фотосфера. Энергия переносится либо радиация или же конвекция, причем последнее происходит в регионах с более крутыми градиентами температуры, большей непрозрачностью или и тем, и другим.

Основная последовательность иногда делится на верхнюю и нижнюю части в зависимости от доминирующего процесса, который звезда использует для выработки энергии. Звезды ниже примерно в 1,5 раза больше масса Солнца (1.5 M☉) в первую очередь сплавляют атомы водорода вместе в серии стадий с образованием гелия, последовательность, называемая протон-протонная цепь. Выше этой массы в верхней главной последовательности в процессе ядерного синтеза в основном используются атомы углерод, азот и кислород в качестве посредников в Цикл CNO который производит гелий из атомов водорода. Звезды главной последовательности с более чем двумя солнечными массами испытывают конвекцию в областях своего ядра, которая возбуждает вновь созданный гелий и поддерживает долю топлива, необходимую для термоядерного синтеза. Ниже этой массы ядра звезд полностью излучают с конвективными зонами у поверхности. С уменьшением звездной массы доля звезды, образующей конвективную оболочку, неуклонно увеличивается. Звезды главной последовательности ниже 0,4M☉ подвергаются конвекции по всей своей массе. Когда конвекция ядра не происходит, богатое гелием ядро ​​образуется, окруженное внешним слоем водорода.

В целом, чем массивнее звезда, тем короче ее продолжительность жизни на главной последовательности. После израсходования водородного топлива в активной зоне звезда развивается от основной последовательности на диаграмме HR, в сверхгигант, красный гигант, или прямо в белый Гном.

История

Горячо и блестяще Звезды главной последовательности O-типа в областях звездообразования. Все это области звездообразования, которые содержат много горячих молодых звезд, в том числе несколько ярких звезд спектрального класса O.[1]

В начале 20 века информация о типах и расстояниях звезды стал более доступным. В спектры звезд было показано, что они имеют отличительные особенности, что позволило их разделить на категории. Энни Прыгающая Пушка и Эдвард С. Пикеринг в Обсерватория Гарвардского колледжа разработал метод категоризации, который стал известен как Схема Гарвардской классификации, опубликовано в Гарвардская летопись в 1901 г.[2]

В Потсдам в 1906 г. датский астроном Эйнар Герцшпрунг заметил, что самые красные звезды, классифицируемые как K и M в Гарвардской схеме, можно разделить на две отдельные группы. Эти звезды либо намного ярче Солнца, либо намного тусклее. Чтобы различать эти группы, он назвал их «звездами-гигантами» и «карликами». В следующем году он начал учиться звездные скопления; большие группы звезд, которые расположены примерно на одинаковом расстоянии. Он опубликовал первые графики сравнения цвета яркость для этих звезд. Эти графики показали заметную и непрерывную последовательность звезд, которую он назвал Главной последовательностью.[3]

В Университет Принстона, Генри Норрис Рассел проводил аналогичный курс исследований. Он изучал взаимосвязь между спектральной классификацией звезд и их фактической яркостью с поправкой на расстояние - их абсолютная величина. Для этого он использовал набор звезд, у которых были надежные параллаксы и многие из них были классифицированы в Гарварде. Когда он сопоставил спектральные типы этих звезд с их абсолютной величиной, он обнаружил, что карликовые звезды следуют четкой взаимосвязи. Это позволило с разумной точностью предсказать реальную яркость карликовой звезды.[4]

Из красных звезд, наблюдаемых Герцшпрунгом, карликовые звезды также следовали соотношению спектральная светимость, обнаруженному Расселом. Однако звезды-гиганты намного ярче карликов и поэтому не подчиняются тем же отношениям. Рассел предположил, что «звезды-гиганты должны иметь низкую плотность или большую поверхностную яркость, и обратное верно для карликовых звезд». Эта же кривая также показала, что слабых белых звезд было очень мало.[4]

В 1933 г. Бенгт Стрёмгрен ввел термин диаграмма Герцшпрунга – Рассела для обозначения диаграммы светимость-спектральный класс.[5] Это название отражало параллельное развитие этой техники Герцшпрунгом и Расселом в начале века.[3]

Поскольку в 1930-е годы разрабатывались эволюционные модели звезд, было показано, что для звезд с однородным химическим составом существует взаимосвязь между массой звезды, ее светимостью и радиусом. То есть для заданной массы и состава существует уникальное решение для определения радиуса и светимости звезды. Это стало известно как Теорема Фогта – Рассела; названный в честь Генрих Фогт и Генри Норрис Рассел. Согласно этой теореме, когда химический состав звезды и ее положение на главной последовательности известны, также известны масса и радиус звезды. (Однако впоследствии было обнаружено, что теорема несколько не работает для звезд неоднородного состава.)[6]

Доработанная схема для звездная классификация был опубликован в 1943 г. Уильям Уилсон Морган и Филип Чайлдс Кинан.[7] Классификация MK присвоила каждой звезде спектральный класс - на основе классификации Гарварда - и класс светимости. Гарвардская классификация была разработана путем присвоения каждой звезде разных букв в зависимости от силы спектральной линии водорода до того, как стала известна связь между спектрами и температурой. При сортировке по температуре и удалении повторяющихся классов спектральные классы звезд следовали в порядке убывания температуры с цветами от синего до красного, последовательность O, B, A, F, G, K и M. (Популярная мнемонический для запоминания этой последовательности звездных классов: «О, будь хорошей девушкой / парнем, поцелуй меня».) Класс светимости варьировался от I до V в порядке уменьшения светимости. Звезды V класса светимости принадлежали к главной последовательности.[8]

В апреле 2018 года астрономы сообщили об обнаружении наиболее далеких «обычных» (то есть главной последовательности) звезда, названный Икар (формально, MACS J1149 линзированная звезда 1 ), на расстоянии 9 миллиардов световых лет от земной шар.[9][10]

Становление и эволюция

Основные статьи: Звездообразование, Протостар, Звезда до главной последовательности, и Звездная эволюция § Основная последовательность

Когда протозвезда формируется из крах из гигантское молекулярное облако газа и пыли в местных межзвездная среда, исходный состав однороден во всем, состоящий примерно из 70% водорода, 28% гелия и следовых количеств других элементов по массе.[11] Начальная масса звезды зависит от местных условий в облаке. (Распределение масс новообразованных звезд эмпирически описывается начальная функция масс.)[12] Во время первоначального коллапса это звезда до главной последовательности генерирует энергию за счет гравитационного сжатия. Когда звезды становятся достаточно плотными, они начинают превращать водород в гелий и выделять энергию через экзотермический термоядерная реакция процесс.[8]

Когда ядерный синтез водорода становится доминирующим процессом производства энергии и лишняя энергия, полученная в результате гравитационного сжатия, теряется,[13] звезда лежит вдоль изгиб на Диаграмма Герцшпрунга – Рассела (или HR диаграмма) называется 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 этого момента яркость и температура поверхности звезд обычно увеличиваются с возрастом.[16]

Звезда остается около своего исходного положения на главной последовательности до тех пор, пока не будет израсходовано значительное количество водорода в ядре, а затем начинает развиваться в более яркую звезду. (На диаграмме HR развивающаяся звезда движется вверх и вправо от главной последовательности.) Таким образом, главная последовательность представляет собой первичную стадию сжигания водорода на протяжении всей жизни звезды.[8]

Характеристики

Большинство звезд на типичной диаграмме ЧСС лежат вдоль кривой главной последовательности. Эта линия произносится, потому что как спектральный класс и яркость зависят только от массы звезды, по крайней мере нулевое приближение, до тех пор, пока в его ядре синтезируется водород - а это то, чем почти все звезды проводят большую часть своей «активной» жизни.[17]

Температура звезды определяет ее спектральный класс через его влияние на физические свойства плазма в его фотосфера. На излучение энергии звезды как функцию длины волны влияют как ее температура, так и состав. Ключевым показателем этого распределения энергии является индекс цвета, B − V, который измеряет звездный величина в синем (B) и зелено-желтый (V) свет с помощью фильтров.[примечание 1] Эта разница в величине является мерой температуры звезды.

Карликовая терминология

Звезды главной последовательности называются карликовыми звездами,[18][19] но эта терминология частично историческая и может сбивать с толку. Для более холодных звезд карлики, такие как красные карлики, оранжевые карлики, и желтые карлики действительно намного меньше и тусклее, чем другие звезды этих цветов. Однако для более горячих синих и белых звезд разница в размере и яркости между так называемыми «карликовыми» звездами, которые находятся на главной последовательности, и так называемыми «гигантскими» звездами, которых нет, становится меньше. Для самых горячих звезд различие не наблюдается напрямую, и для этих звезд термины «карлик» и «гигант» относятся к различиям в спектральные линии 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.[20]

Обычное использование слова «карлик» для обозначения главной последовательности сбивает с толку и в другом смысле, потому что есть карликовые звезды, которые не являются звездами главной последовательности. Например, белый Гном это мертвое ядро, оставшееся после того, как звезда сбросила свои внешние слои, и он намного меньше звезды главной последовательности, примерно размером с земной шар. Они представляют собой заключительный этап 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 р может быть связано с эффективная температура Тэфф посредством Закон Стефана – Больцмана:

куда σ это 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 взаимосвязаны, и их соответствующие значения могут быть аппроксимированы тремя соотношениями. Во-первых, это Закон Стефана – Больцмана, которая связывает светимость L, радиус р и температура поверхности Тэфф. Во-вторых, это соотношение масса – светимость, которая связывает светимость L и масса M. Наконец, связь между M и р близка к линейной. Соотношение M к р увеличивается всего в три раза по сравнению с 2,5 порядки величины из M. Это соотношение примерно пропорционально внутренней температуре звезды. Тя, 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 нестабильности звезды.

Лучшее приближение - взять ε = Л / м, скорость генерации энергии на единицу массы, так как ε пропорциональна Тя15, куда Тя это внутренняя температура. Это подходит для звезд, по крайней мере, таких же массивных, как Солнце, демонстрирующих Цикл CNO, и дает лучшее соответствие р ∝ M0.78.[23]

Параметры образца

В таблице ниже показаны типичные значения звезд на главной последовательности. Ценности яркость (L), радиус (р) и масса (M) относятся к Солнцу - карликовой звезде со спектральной классификацией G2 V. Фактические значения для звезды могут отличаться на 20–30% от значений, перечисленных ниже.[24]

Таблица звездных параметров главной последовательности[25]
Звездный
Учебный класс		РадиусМассаЯркостьТемп.Примеры[26]
Р/р☉M /M☉L /L☉K
O61840500,00038,000Тета1 Орионис С
B007.418020,00030,000Фи1 Орионис
B503.806.5000,80016,400Пи Андромеды А
A002.503.2000,08010,800Альфа Корона Бореалис А
A501.702.1000,02008,620Beta Pictoris
F001.301.7000,00607,240Гамма Вирджиния
F501.201.3000,002.506,540Эта Ариетис
G001.0501.10000,001.2605,920Beta Comae Berenices
G201.0001.00000,001.0005,780солнце[заметка 2]
G500.9300.93000,000.7905,610Alpha Mensae
K000.8500.78000,000.4005,24070 Змееносец А
K500.7400.69000,000.1604,41061 Лебедь А[27]
M000.5100.60000,000.07203,800Лакайль 8760
M500.3200.21000,000.007903,120EZ Aquarii A
M800.1300.10000,000.000802,660Звезда Ван Бисбрука[28]

Производство энергии

Смотрите также: Звездный нуклеосинтез
Логарифм относительного выхода энергии (ε) протон-протон (ПП), CNO и Тройной-α термоядерные процессы при разных температурах (Т). Пунктирной линией показано совместное генерирование энергии процессами PP и CNO внутри звезды. При температуре ядра Солнца процесс полипропилена более эффективен.

У всех звезд главной последовательности есть центральная область, где энергия генерируется ядерным синтезом. Температура и плотность этого ядра находятся на уровнях, необходимых для поддержания производства энергии, которая будет поддерживать оставшуюся часть звезды. Уменьшение выработки энергии приведет к тому, что перекрывающая масса сожмет сердечник, что приведет к увеличению скорости плавления из-за более высокой температуры и давления. Точно так же увеличение производства энергии приведет к расширению звезды, что снизит давление в ядре. Таким образом, звезда образует саморегулирующуюся систему в гидростатическое равновесие который стабилен в течение всего срока службы главной последовательности.[29]

Звезды главной последовательности используют два типа процессов синтеза водорода, и скорость генерации энергии от каждого типа зависит от температуры в области ядра. Астрономы делят главную последовательность на верхнюю и нижнюю части, исходя из того, какая из двух является доминирующим процессом слияния. В нижней основной последовательности энергия в основном генерируется в результате протон-протонная цепь, который напрямую соединяет водород в серии стадий с образованием гелия.[30] Звезды в верхней части главной последовательности имеют достаточно высокие температуры ядра для эффективного использования Цикл CNO (см. диаграмму). В этом процессе используются атомы углерод, азот и кислород как посредники в процессе превращения водорода в гелий.

При температуре ядра звезды 18 миллионов Кельвин, процесс PP и цикл CNO одинаково эффективны, и каждый тип генерирует половину чистой светимости звезды. Поскольку это температура ядра звезды примерно с 1,5 M☉, верхняя главная последовательность состоит из звезд выше этой массы. Таким образом, грубо говоря, звезды спектрального класса F или более холодные относятся к нижней главной последовательности, а звезды типа A или более горячие относятся к звездам верхней главной последовательности.[16] Переход в производстве первичной энергии от одной формы к другой охватывает разницу в диапазоне менее одной солнечной массы. На Солнце, звезде с массой Солнца, только 1,5% энергии генерируется циклом CNO.[31] Напротив, звезды с 1,8 M☉ или выше генерируют почти весь свой выход энергии через цикл 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 в виде серии пульсаций, пока звезда не достигнет стабильного предела.[34] Нижний предел для устойчивого протон-протонного ядерного синтеза составляет около 0,08 M☉ или в 80 раз больше массы Юпитер.[30] Ниже этого порога находятся субзвездные объекты, которые не могут поддерживать синтез водорода, известные как коричневые карлики.[35]

Структура

Основная статья: Звездная структура
На этой диаграмме показано поперечное сечение звезды типа Солнца, показывающее внутреннюю структуру.

Потому что существует разница температур между сердцевиной и поверхностью, или фотосфера, энергия переносится наружу. Двумя способами транспортировки этой энергии являются: радиация и конвекция. А зона излучения, где энергия переносится излучением, устойчива по отношению к конвекции и перемешивание плазмы очень мало. Напротив, в зона конвекции энергия переносится за счет массового движения плазмы, при этом более горячий материал поднимается, а более холодный материал опускается. Конвекция является более эффективным способом переноса энергии, чем излучение, но она будет происходить только в условиях, создающих крутой градиент температуры.[29][36]

У массивных звезд (более 10 M☉)[37] скорость генерации энергии циклом CNO очень чувствительна к температуре, поэтому синтез сильно концентрируется в ядре. Следовательно, в центральной области существует высокий градиент температуры, что приводит к возникновению зоны конвекции для более эффективного переноса энергии.[30] Это смешивание материала вокруг ядра удаляет гелиевую золу из области горения водорода, позволяя потреблять больше водорода в звезде в течение жизни главной последовательности. Внешние области массивной звезды переносят энергию за счет излучения с небольшой конвекцией или без нее.[29]

Звезды средней массы, такие как Сириус может переносить энергию в основном за счет излучения с небольшой зоной конвекции ядра.[38] Звезды среднего размера и малой массы, такие как Солнце, имеют область ядра, устойчивую к конвекции, с зоной конвекции около поверхности, которая смешивает внешние слои. Это приводит к постоянному наращиванию богатого гелием ядра, окруженного богатой водородом внешней областью. Напротив, холодные звезды с очень малой массой (ниже 0,4 M☉) конвективны на всем протяжении.[12] Таким образом, гелий, образующийся в ядре, распределяется по звезде, создавая относительно однородную атмосферу и пропорционально увеличивая продолжительность жизни на главной последовательности.[29]

Вариация яркости и цвета

В солнце наиболее знакомый пример звезды главной последовательности

Поскольку неплавящийся гелиевый пепел накапливается в ядре звезды главной последовательности, уменьшение содержания водорода на единицу массы приводит к постепенному снижению скорости синтеза в пределах этой массы. Поскольку это поток энергии, полученной от термоядерного синтеза, который поддерживает более высокие слои звезды, ядро ​​сжимается, создавая более высокие температуры и давления. Оба фактора увеличивают скорость термоядерного синтеза, тем самым смещая равновесие в сторону меньшего, более плотного и горячего ядра, производящего больше энергии, усиление которой отталкивает более высокие слои дальше. Таким образом, с течением времени происходит неуклонное увеличение светимости и радиуса звезды.[16] Например, светимость раннего Солнца составляла всего около 70% от его текущего значения.[39] С возрастом звезды это увеличение яркости меняет свое положение на диаграмме HR. Этот эффект приводит к уширению полосы главной последовательности, поскольку звезды наблюдаются на случайных стадиях их жизни. То есть полоса главной последовательности становится толстой на диаграмме HR; это не просто узкая линия.[40]

К другим факторам, расширяющим полосу главной последовательности на диаграмме HR, относятся неопределенность расстояния до звезд и наличие неразрешенных двойные звезды что может изменить наблюдаемые звездные параметры. Однако даже идеальное наблюдение покажет нечеткую главную последовательность, потому что масса - не единственный параметр, влияющий на цвет и светимость звезды. Вариации химического состава, вызванные начальным содержанием, звездным эволюционный статус,[41] взаимодействие с близкий товарищ,[42] быстрое вращение,[43] или магнитное поле Все они могут немного изменить положение на диаграмме сердечного ритма звезды главной последовательности, и это лишь несколько факторов. Например, есть бедные металлом звезды (с очень низким содержанием элементов с более высокими атомными номерами, чем у гелия), которые расположены чуть ниже основной последовательности и известны как субкарлики. Эти звезды объединяют водород в своих ядрах и, таким образом, отмечают нижнюю границу размытости главной последовательности, вызванной различиями в химическом составе.[44]

Почти вертикальная область диаграммы ЧСС, известная как полоса нестабильности, занята пульсирующими переменные звезды известный как Цефеид переменные. Эти звезды изменяются по величине через равные промежутки времени, что придает им пульсирующий вид. Полоса пересекает верхнюю часть главной последовательности в районе класса А и F звезды, которые имеют массу от одной до двух солнечных. Пульсирующие звезды в этой части полосы неустойчивости, пересекающей верхнюю часть главной последовательности, называются Переменные Delta Scuti. Звезды главной последовательности в этой области претерпевают лишь небольшие изменения в величине, поэтому это изменение трудно обнаружить.[45] Другие классы нестабильных звезд главной последовательности, например Переменные Beta Cephei, не связаны с этой полосой неустойчивости.

Продолжительность жизни

На этом графике показан пример зависимости массы от светимости для звезд главной последовательности нулевого возраста. Масса и светимость указаны относительно современного Солнца.

Общее количество энергии, которое звезда может генерировать посредством ядерного синтеза водорода, ограничено количеством водородного топлива, которое может потребляться в ядре. Для звезды, находящейся в равновесии, энергия, генерируемая в ядре, должна быть, по крайней мере, равна энергии, излучаемой на поверхности. Поскольку светимость дает количество энергии, излучаемой в единицу времени, можно оценить общую продолжительность жизни: первое приближение, как общая произведенная энергия, деленная на светимость звезды.[46]

Для звезды не менее 0,5 M☉, когда запас водорода в его ядре истощается, и он расширяется, чтобы стать красный гигант, он может начать плавиться гелий атомы, чтобы сформировать углерод. Энергия, выделяемая при синтезе гелия на единицу массы, составляет лишь одну десятую энергии, выделяемой при водородном процессе, и светимость звезды увеличивается.[47] Это приводит к гораздо более короткому времени на этом этапе по сравнению со сроком службы главной последовательности. (Например, прогнозируется, что Солнце потратит 130 миллионов лет горения гелия по сравнению с 12 миллиардами лет сжигания водорода.)[48] Таким образом, около 90% наблюдаемых звезд выше 0,5 M☉ будет на главной последовательности.[49] Известно, что в среднем звезды главной последовательности следуют эмпирическому соотношение масса-светимость.[50] Светимость (L) звезды примерно пропорционален полной массе (M) в дальнейшем сила закона:

Это соотношение применимо 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. В солнце была звездой главной последовательности около 4,5 миллиардов лет и станет красным гигантом через 6,5 миллиардов лет,[52] для общего срока службы главной последовательности примерно 1010 годы. Следовательно:[53]

куда M и L - масса и светимость звезды соответственно, это солнечная масса, это солнечная светимость и - расчетное время жизни звезды на главной последовательности.

Хотя у более массивных звезд есть больше топлива для сжигания и интуитивно можно ожидать, что они прослужат дольше, они также излучают пропорционально большее количество с увеличенной массой. Этого требует уравнение состояния звезды; чтобы массивная звезда могла сохранять равновесие, внешнее давление излучаемой энергии, генерируемой в ядре, не только должно, но и буду подняться, чтобы соответствовать титаническому внутреннему гравитационному давлению его оболочки. Таким образом, самые массивные звезды могут оставаться на главной последовательности всего несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой менее одной десятой солнечной массы могут существовать более триллиона лет.[54]

Точное соотношение массы и светимости зависит от того, насколько эффективно энергия может передаваться от ядра к поверхности. Высшее непрозрачность обладает изолирующим эффектом, сохраняя больше энергии в ядре, поэтому звезде не нужно производить столько энергии, чтобы оставаться в гидростатическое равновесие. Напротив, более низкая непрозрачность означает, что энергия уходит быстрее, и звезда должна сжигать больше топлива, чтобы оставаться в равновесии.[55] Достаточно высокая непрозрачность может привести к транспортировке энергии через конвекция, что изменяет условия, необходимые для сохранения равновесия.[16]

В звездах большой массы главной последовательности в непрозрачности преобладает рассеяние электронов, которая практически не меняется с ростом температуры. Таким образом, светимость увеличивается только как куб массы звезды.[47] Для звезд до 10 M☉непрозрачность становится зависимой от температуры, в результате чего светимость изменяется примерно как четвертая степень массы звезды.[51] Для звезд очень малых масс молекулы в атмосфере также вносят свой вклад в непрозрачность. Ниже примерно 0,5 M☉, светимость звезды изменяется в зависимости от массы в степени 2.3, что приводит к сглаживанию наклона на графике зависимости массы от светимости. Однако даже эти уточнения являются лишь приближением, и соотношение масса-светимость может варьироваться в зависимости от состава звезды.[12]

Эволюционные треки

Основная статья: Звездная эволюция
Эволюционный след звезды, подобной солнцу

Когда звезда главной последовательности потребляет водород в своем ядре, потеря выработки энергии вызывает возобновление ее гравитационного коллапса, и звезда уходит с главной последовательности. Путь, по которому звезда следует на диаграмме HR, называется эволюционным путем.[56]

Диаграмма H – R для двух рассеянных скоплений: NGC 188 (синий) старше и показывает меньшее отключение от основной последовательности, чем M67 (желтый). Точки за пределами двух последовательностей в основном представляют собой звезды переднего и заднего плана, не имеющие отношения к скоплениям.

Звезды с размером менее 0,23M☉[57] предсказывается, что они напрямую станут белые карлики когда прекращается выработка энергии ядерным синтезом водорода в их ядре, хотя ни одна звезда не является достаточно взрослой, чтобы это произошло.

У звезд массивнее 0,23M☉водород, окружающий гелиевое ядро, достигает достаточной температуры и давления для термоядерного синтеза, образуя горящую водород оболочку и заставляя внешние слои звезды расширяться и охлаждаться. Этап, когда эти звезды удаляются от главной последовательности, известен как субгигантская ветвь; он относительно короткий и выглядит как зазор в эволюционном треке, поскольку в этой точке наблюдается мало звезд.

Когда гелиевое ядро ​​маломассивных звезд вырождается или внешние слои звезд промежуточных масс охлаждаются достаточно, чтобы стать непрозрачными, температура их водородных оболочек повышается, и звезды начинают становиться более яркими. Это известно как Красный гигант филиал; это относительно долгоживущий этап, и он отчетливо виден на диаграммах H – R. Эти звезды в конечном итоге закончат свою жизнь белыми карликами.[58][59]

Самые массивные звезды не становятся красными гигантами; вместо этого их ядра быстро нагреваются достаточно, чтобы плавить гелий и, в конечном итоге, более тяжелые элементы, и они известны как сверхгиганты. Они следуют приблизительно горизонтальным эволюционным путям от главной последовательности до вершины диаграммы H – R. Сверхгиганты относительно редки и не видны на большинстве диаграмм H – R. Их ядра в конечном итоге схлопнутся, что обычно приводит к сверхновой, оставляя после себя либо нейтронная звезда или же черная дыра.[60]

Когда скопление звезд формируется примерно в одно время, продолжительность жизни этих звезд на главной последовательности будет зависеть от их индивидуальных масс. Самые массивные звезды покинут главную последовательность первыми, а за ними последуют звезды еще меньшей массы. Положение, в котором звезды в скоплении покидают главную последовательность, известно как точка поворота. Зная продолжительность жизни звезд на главной последовательности в этот момент, становится возможным оценить возраст скопления.[61]

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. ^ «Самые яркие звезды не живут одни». Пресс-релиз ESO. Получено 27 июля 2012.
  2. ^ Лонгэр, Малкольм С. (2006). Космический век: история астрофизики и космологии. Издательство Кембриджского университета. стр.25–26. ISBN  978-0-521-47436-8.
  3. ^ а б Браун, Лори М .; Паис, Авраам; Пиппард, А., ред. (1995). Физика двадцатого века. Бристоль; Нью-Йорк: Институт Физики, Американский институт физики. п. 1696. ISBN  978-0-7503-0310-1. OCLC  33102501.
  4. ^ а б Рассел, Х. Н. (1913). ""Гигантские "и" карликовые "звезды". Обсерватория. 36: 324–329. Bibcode:1913Обс .... 36..324р.
  5. ^ Стрёмгрен, Бенгт (1933). «Об интерпретации диаграммы Герцшпрунга-Рассела». Zeitschrift für Astrophysik. 7: 222–248. Bibcode:1933ЗА ...... 7..222С.
  6. ^ Schatzman, Evry L .; Praderie, Франсуаза (1993). Звезды. Springer. стр.96–97. ISBN  978-3-540-54196-7.
  7. ^ Morgan, W. W .; Keenan, P.C .; Келлман, Э. (1943). Атлас звездных спектров с схемой спектральной классификации. Чикаго, Иллинойс: пресса Чикагского университета. Получено 2008-08-12.
  8. ^ а б c Унсельд, Альбрехт (1969). Новый Космос. Springer-Verlag New York Inc. стр. 268. ISBN  978-0-387-90886-1.
  9. ^ Келли, Патрик Л .; и другие. (2 апреля 2018 г.). «Чрезвычайное увеличение отдельной звезды на красном смещении 1,5 линзой скопления галактик». Природа. 2 (4): 334–342. arXiv:1706.10279. Bibcode:2018НатАс ... 2..334 тыс.. Дои:10.1038 / с41550-018-0430-3. S2CID  125826925.
  10. ^ Хауэлл, Элизабет (2 апреля 2018 г.). "Редкое космическое мировоззрение показывает самую далекую звезду, которую когда-либо видели". Space.com. Получено 2 апреля 2018.
  11. ^ Глоклер, Джордж; Гейсс, Йоханнес (2004). «Состав локальной межзвездной среды с точки зрения диагностики ионами захвата». Успехи в космических исследованиях. 34 (1): 53–60. Bibcode:2004AdSpR..34 ... 53G. Дои:10.1016 / j.asr.2003.02.054.
  12. ^ а б c Крупа, Павел (2002). «Начальная функция масс звезд: свидетельство однородности в переменных системах». Наука. 295 (5552): 82–91. arXiv:Astro-ph / 0201098. Bibcode:2002Наука ... 295 ... 82K. Дои:10.1126 / science.1067524. PMID  11778039. S2CID  14084249. Получено 2007-12-03.
  13. ^ Шиллинг, Говерт (2001). «Новая модель показывает, что Солнце было горячей молодой звездой». Наука. 293 (5538): 2188–2189. Дои:10.1126 / science.293.5538.2188. PMID  11567116. S2CID  33059330. Получено 2007-02-04.
  14. ^ «Основная последовательность нулевого возраста». Энциклопедия астрономии САО. Суинбернский университет. Получено 2007-12-09.
  15. ^ Хансен, Карл Дж .; Кавалер, Стивен Д. (1999), Звездные недра: физические принципы, структура и эволюция, Библиотека астрономии и астрофизики, Springer Science & Business Media, стр. 39, ISBN  978-0387941387
  16. ^ а б c d Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза. Издательство Чикагского университета. ISBN  978-0-226-10953-4.
  17. ^ "Звезды главной последовательности". Австралийский телескоп и образование. 25 апреля 2018 г. Архивировано с оригинал 29 декабря 2013 г.. Получено 2007-12-04.
  18. ^ Хардинг Э. Смит (21 апреля 1999 г.). "Диаграмма Герцшпрунга-Рассела". Учебник по астрономии Джина Смита. Центр астрофизики и космических наук, Калифорнийский университет, Сан-Диего. Получено 2009-10-29.
  19. ^ Ричард Пауэлл (2006). "Диаграмма Герцшпрунга-Рассела". Атлас Вселенной. Получено 2009-10-29.
  20. ^ Мур, Патрик (2006). Астроном-любитель. Springer. ISBN  978-1-85233-878-7.
  21. ^ "Белый Гном". КОСМОС - Энциклопедия астрономии САО. Суинбернский университет. Получено 2007-12-04.
  22. ^ "Происхождение диаграммы Герцшпрунга-Рассела". Университет Небраски. Получено 2007-12-06.
  23. ^ «Курс по физическим свойствам, образованию и эволюции звезд» (PDF). Сент-Эндрюсский университет. Получено 2010-05-18.
  24. ^ Сисс, Лайонел (2000). «Вычисление изохрон». Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles. Архивировано из оригинал на 2014-01-10. Получено 2007-12-06.—Сравните, например, изохроны модели, созданные для ZAMS с массой 1,1 Солнца. Это указано в таблице как 1,26 раза больше солнечная светимость. При металличности Z = 0,01 светимость в 1,34 раза больше светимости Солнца. При металличности Z = 0,04 светимость в 0,89 раза больше светимости Солнца.
  25. ^ Зомбек, Мартин В. (1990). Справочник по космической астрономии и астрофизике (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-34787-7. Получено 2007-12-06.
  26. ^ "Астрономическая база данных SIMBAD". Центр астрономии Донна в Страсбурге. Получено 2008-11-21.
  27. ^ Удача, Р. Эрл; Хейтер, Ульрике (2005). «Звезды в пределах 15 парсеков: изобилие для северного образца». Астрономический журнал. 129 (2): 1063–1083. Bibcode:2005AJ .... 129.1063L. Дои:10.1086/427250.
  28. ^ Персонал (1 января 2008 г.). «Список сотен ближайших звездных систем». Консорциум по исследованию близких звезд. Архивировано из оригинал 13 мая 2012 г.. Получено 2008-08-12.
  29. ^ а б c d Брейнерд, Джером Джеймс (16 февраля 2005 г.). "Звезды основной последовательности". Зритель от астрофизики. Получено 2007-12-04.
  30. ^ а б c Карттунен, Ханну (2003). Фундаментальная астрономия. Springer. ISBN  978-3-540-00179-9.
  31. ^ Bahcall, John N .; Pinsonneault, M.H .; Басу, Сарбани (2003). «Солнечные модели: текущая эпоха и временные зависимости, нейтрино и гелиосейсмологические свойства». Астрофизический журнал. 555 (2): 990–1012. arXiv:Astro-ph / 0212331. Bibcode:2001ApJ ... 555..990B. Дои:10.1086/321493. S2CID  13798091.
  32. ^ Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). Эволюция звезд и звездных популяций. Джон Уайли и сыновья. п.128. ISBN  978-0-470-09220-0.
  33. ^ Oey, M. S .; Кларк, К. Дж. (2005). «Статистическое подтверждение верхнего предела массы звезды». Астрофизический журнал. 620 (1): L43 – L46. arXiv:Astro-ph / 0501135. Bibcode:2005ApJ ... 620L..43O. Дои:10.1086/428396. S2CID  7280299.
  34. ^ Зибарт, Кеннет (1970). «О верхнем пределе массы звезд основной последовательности». Астрофизический журнал. 162: 947–962. Bibcode:1970ApJ ... 162..947Z. Дои:10.1086/150726.
  35. ^ Берроуз, А .; Hubbard, W. B .; Saumon, D .; Лунин, Дж. И. (март 1993 г.). «Расширенный набор моделей коричневых карликов и звезд очень малой массы». Астрофизический журнал, часть 1. 406 (1): 158–171. Bibcode: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. ^ Bressan, A. G .; Chiosi, C .; Бертелли, Г. (1981). «Потеря массы и выброс массивных звезд». Астрономия и астрофизика. 102 (1): 25–30. Bibcode:1981A & A ... 102 ... 25B.
  38. ^ Лохнер, Джим; Гибб, Мередит; Ньюман, Фил (6 сентября 2006 г.). "Звезды". НАСА. Получено 2007-12-05.
  39. ^ Гоф, Д. О. (1981). «Солнечная внутренняя структура и вариации светимости». Солнечная физика. 74 (1): 21–34. Bibcode:1981 СоФ ... 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, Дж. Т. (2004). "Знаем ли мы какие-нибудь звезды минимума Маундера?". Астрономический журнал. 128 (3): 1273–1278. arXiv:Astro-ph / 0406338. Bibcode:2004AJ .... 128.1273W. Дои:10.1086/423221. S2CID  118975831. Получено 2007-12-06.
  42. ^ Тайлер, Роджер Джон (1994). Звезды: их структура и эволюция. Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-45885-6.
  43. ^ Sweet, I.P.A .; Рой, А. Э. (1953). «Строение вращающихся звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 113 (6): 701–715. Bibcode:1953МНРАС.113..701С. Дои:10.1093 / минрас / 113.6.701.
  44. ^ Бургассер, Адам Дж .; Киркпатрик, Дж. Дэви; Лепин, Себастьян (5–9 июля 2004 г.). Исследования Спитцером сверххолодных субкарликов: бедных металлом карликов поздних типов M, L и T. Труды 13-го Кембриджского семинара по холодным звездам, звездным системам и Солнцу. Гамбург, Германия: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., стр. 237. Получено 2007-12-06.
  45. ^ Green, S. F .; 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. Получено 2007-12-03.
  47. ^ а б Прильник, Дина (2000). Введение в теорию строения и эволюции звезд. Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-65937-6.
  48. ^ Schröder, K.-P .; Коннон Смит, Роберт (май 2008 г.). «Переосмысление далекого будущего Солнца и Земли». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 386 (1): 155–163. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008МНРАС.386..155С. 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.- Слияние водорода дает 8 × 1018 эрг /грамм в то время как синтез гелия дает 8 × 1017 эрг / г.
  50. ^ Подробную историческую реконструкцию теоретического вывода этой связи Эддингтоном в 1924 г. см .: Леккини, Стефано (2007). Как гномы стали гигантами. Открытие связи масса-светимость. Бернские исследования по истории и философии науки. ISBN  978-3-9522882-6-9.
  51. ^ а б Rolfs, Claus E .; Родни, Уильям С. (1988). Котлы в космосе: ядерная астрофизика. Издательство Чикагского университета. ISBN  978-0-226-72457-7.
  52. ^ Сакманн, И.-Юлиана; Бутройд, Арнольд I .; Кремер, Кэтлин Э. (ноябрь 1993 г.). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее». Астрофизический журнал. 418: 457–468. Bibcode:1993ApJ ... 418..457S. Дои:10.1086/173407.
  53. ^ Хансен, Карл Дж .; Кавалер, Стивен Д. (1994). Звездные недра: физические принципы, структура и эволюция. Birkhäuser. п.28. ISBN  978-0-387-94138-7.
  54. ^ Лафлин, Грегори; Боденхаймер, Питер; Адамс, Фред С. (1997). «Конец основного сюжета». Астрофизический журнал. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ ... 482..420л. Дои:10.1086/304125.
  55. ^ Имамура, Джеймс Н. (7 февраля 1995 г.). «Связь между массой и светимостью». Университет Орегона. Архивировано из оригинал 14 декабря 2006 г.. Получено 8 января 2007.
  56. ^ Ико Ибен (29 ноября 2012 г.). Звездная эволюция с физикой. Издательство Кембриджского университета. С. 1481–. ISBN  978-1-107-01657-6.
  57. ^ Адамс, Фред С .; Лафлин, Грегори (апрель 1997 г.). «Умирающая Вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Обзоры современной физики. 69 (2): 337–372. arXiv:Astro-ph / 9701131. Bibcode:1997РвМП ... 69..337А. Дои:10.1103 / RevModPhys.69.337. S2CID  12173790.
  58. ^ Персонал (12 октября 2006 г.). "Звезды пост-основной последовательности". Австралийский телескоп и образование. Архивировано из оригинал 20 января 2013 г.. Получено 2008-01-08.
  59. ^ Girardi, L .; Bressan, A .; Bertelli, G .; Хиози, К. (2000). «Эволюционные треки и изохроны для звезд малых и средних масс: от 0,15 до 7 Mсолнце, а от Z = 0,0004 до 0,03 ". Дополнение по астрономии и астрофизике. 141 (3): 371–383. arXiv:Astro-ph / 9910164. Bibcode:2000A и AS..141..371G. Дои:10.1051 / aas: 2000126. S2CID  14566232.
  60. ^ Ситко, Майкл Л. (24 марта 2000 г.). «Звездная структура и эволюция». Университет Цинциннати. Архивировано из оригинал 26 марта 2005 г.. Получено 2007-12-05.
  61. ^ Краусс, Лоуренс М .; Чабойер, Брайан (2003). "Возрастные оценки шаровых скоплений в Млечном Пути: ограничения космологии". Наука. 299 (5603): 65–69. Bibcode:2003Наука ... 299 ... 65K. Дои:10.1126 / science.1075631. PMID  12511641. S2CID  10814581.

дальнейшее чтение

Общий

  • Киппенхан, Рудольф, 100 миллиардов солнц, Основные книги, Нью-Йорк, 1983.

Технический

  • Арнетт, Дэвид (1996). Сверхновые и нуклеосинтез. Принстон: Princeton University Press.
  • Бахколл, Джон Н. (1989). Нейтринная астрофизика. Кембридж: Издательство Кембриджского университета.
  • Bahcall, John N .; Pinsonneault, M.H .; Басу, Сарбани (2001). «Солнечные модели: текущая эпоха и временные зависимости, нейтрино и гелиосейсмологические свойства». Астрофизический журнал. 555 (2): 990–1012. arXiv:Astro-ph / 0010346. Bibcode:2001ApJ ... 555..990B. Дои:10.1086/321493. S2CID  13798091.
  • Barnes, C.A .; Clayton, D. D .; Шрамм, Д. Н., ред. (1982). Очерки ядерной астрофизики. Кембридж: Издательство Кембриджского университета.
  • Бауэрс, Ричард Л .; Диминг, Терри (1984). Астрофизика I: Звезды. Бостон: Джонс и Бартлетт.
  • Кэрролл, Брэдли В. и Остли, Дейл А. (2007). Введение в современную астрофизику. Сан-Франциско: Обучение личности Аддисон-Уэсли. ISBN  978-0-8053-0402-2.
  • Шабрие, Жиль; Барафф, Изабель (2000). «Теория маломассивных звезд и субзвездных объектов». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 38: 337–377. arXiv:astro-ph / 0006383. Bibcode:2000ARA и A..38..337C. Дои:10.1146 / annurev.astro.38.1.337. S2CID  59325115.
  • Чандрасекхар, С. (1967). Введение в изучение структуры звезды. Нью-Йорк: Дувр.
  • Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза. Чикаго: Чикагский университет.
  • Cox, J. P .; Джули, Р. Т. (1968). Принципы звездной структуры. Нью-Йорк: Гордон и Брич.
  • Фаулер, Уильям А.; Коулэн, Джорджанна Р.; Циммерман, Барбара А. (1967). «Темпы термоядерных реакций, I». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 5: 525. Bibcode:1967ARA & A ... 5..525F. Дои:10.1146 / annurev.aa.05.090167.002521.
  • Фаулер, Уильям А .; Caughlan, Georgeanne R .; Циммерман, Барбара А. (1975). «Темпы термоядерных реакций, II». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 13: 69. Bibcode:1975ARA & A..13 ... 69F. Дои:10.1146 / annurev.aa.13.090175.000441.
  • Хансен, Карл Дж .; Кавалер, Стивен Д .; Тримбл, Вирджиния (2004). Звездные внутренности: физические принципы, структура и эволюция, второе издание. Нью-Йорк: Springer-Verlag.
  • Харрис, Майкл Дж .; Фаулер, Уильям А .; Caughlan, Georgeanne R .; Циммерман, Барбара А. (1983). «Темпы термоядерных реакций, III». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 21: 165. Bibcode:1983ARA & A..21..165H. Дои:10.1146 / annurev.aa.21.090183.001121.
  • Ибен, Ико, младший (1967). «Звездная эволюция внутри и вне основной последовательности». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 5: 571. Bibcode:1967ARA & A ... 5..571I. Дои:10.1146 / annurev.aa.05.090167.003035.
  • Иглесиас, Карлос А .; Роджерс, Форрест Дж. (1996). «Обновленные опаловые непрозрачности». Астрофизический журнал. 464: 943. Bibcode:1996ApJ ... 464..943I. Дои:10.1086/177381.
  • Киппенхан, Рудольф; Вайгерт, Альфред (1990). Звездная структура и эволюция. Берлин: Springer-Verlag.
  • Либерт, Джеймс; Пробст, Рональд Г. (1987). «Звезды очень малых масс». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 25: 437. Bibcode:1987ARA & A..25..473L. Дои:10.1146 / annurev.aa.25.090187.002353.
  • Новотный, Ева (1973). Введение в звездную атмосферу и интерьер. Нью-Йорк: Oxford University Press.
  • Падманабхан, Т. (2002). Теоретическая астрофизика. Кембридж: Издательство Кембриджского университета.
  • Прильник, Дина (2000). Введение в теорию строения и эволюции звезд. Кембридж: Издательство Кембриджского университета.
  • Шор, Стивен Н. (2003). Гобелен современной астрофизики. Хобокен: Джон Уайли и сыновья.