Жұлдыздардың түсі мен жарқырауына қатысты негізгі тізбек

Кіріспе

Жұлдыздардың түсі мен жарқылығының графиктерінде көрінетін жұлдыздардың үздіксіз жолағы. Астрономияда негізгі тізбек – жұлдыздардың түсі мен жарқылығының графиктерінде көрінетін, үздіксіз және ерекше жолақ. Бұл жолақтағы жұлдыздар негізгі тізбек жұлдыздары немесе ергеш жұлдыздары деп аталады, ал жолақтағы жұлдыздардың орналасуы олардың физикалық қасиеттерін, сондай-ақ жұлдыз өмірінің әртүрлі циклдері арқылы дамуын көрсетеді деп есептеледі. Бұл ғаламдағы ең көп кездесетін нағыз жұлдыздар, олардың ішінде Күн де бар. Түс-жарқылық диаграммалары Эйнар Герцспрунг пен Генри Норрис Расселдің есімдерімен Герцспрунг-Рассел диаграммалары деп аталады. Жұлдыздың конденсациясы мен тұтануынан кейін, ол ядролық синтез арқылы сутегін гелийге айналдырып, тығыз ядролық аймағында жылу энергиясын өндіреді. Жұлдыз өмірінің осы кезеңінде ол негізгі тізбекте орналасады, оның орны негізінен массасына, сондай-ақ химиялық құрамы мен жасына байланысты анықталады. Негізгі тізбек жұлдыздарының ядролары гидростатикалық тепе-теңдікте болады, онда ыстық ядродан шығатын жылу қысымы, үстіндегі қабаттардың гравитациялық тартылыс күшімен теңестіріледі. Энергия өндірудің температура мен қысымға тәуелділігі осы тепе-теңдікті сақтауға көмектеседі. Ядрода пайда болған энергия бетке қарай жылжып, фотосферадан сәулеленеді. Энергия сәулелену немесе конвекция арқылы тасымалданады, конвекция температура градиентінің тік болуы, жоғары көмескілік немесе екеуінің болуы кезінде пайда болады. Негізгі тізбек кейде жұлдыз энергияны өндіру үшін қолданатын басым процеске байланысты жоғарғы және төменгі бөліктерге бөлінеді. Күн, сондай-ақ Күннен 1,5 есе аз массасы бар негізгі тізбек жұлдыздары негізінен сутек атомдарын бір-бірімен біріктіріп гелийді құрайды, бұл процеске протон-протон тізбегі деп аталады. Осы массадан жоғары, жоғарғы негізгі тізбекте ядролық синтез процесі көміртек, азот және оттегі атомдарын аралық заттар ретінде пайдаланады, олар сутектен гелийді өндіретін CNO циклында қатысады. Екі күн массасынан асатын негізгі тізбек жұлдыздары өз ядроларында конвекцияға ұшырайды, бұл жаңадан пайда болған гелийді араластырып, синтез үшін қажетті отынның мөлшерін сақтайды. Бұл массадан төмен жұлдыздардың ядролары толыққанды сәулеленумен және бетке жақын конвекциялық аймақтармен сипатталады. Жұлдыз массасы азайған сайын, конвекциялық қаптама құрайтын жұлдыздың үлесі тұрақты түрде артады. Төменгі негізгі тізбек жұлдыздары бүкіл массасы бойынша конвекцияға ұшырайды. Ядрода конвекция болмаған жағдайда, гелийге бай ядро пайда болады, ол сутек қабатымен қоршалған. Жұлдыздың массасы қаншалықты көп болса, негізгі тізбектегі өмір сүру мерзімі соншалықты қысқа болады. Жұлдыз ядросындағы сутек отыны сарқылып біткеннен кейін, ол HR диаграммасындағы негізгі тізбектен алыстап, супергигантқа, қызыл гигантқа немесе тікелей ақ жұлдызға айналады.

Continuous band of stars that appears on plots of stellar color versus brightness
the racehorse

In astronomy, the main sequence is a classification of stars which appear on plots of stellar color versus brightness as a continuous and distinctive band. Stars on this band are known as main sequence stars or dwarf stars, and positions of stars on and off the band are believed to indicate their physical properties, as well as their progress through several types of star life cycles. These are the most numerous true stars in the universe and include the Sun. Color magnitude plots are known as Hertzsprung–Russell diagrams after Ejnar Hertzsprung and Henry Norris Russell. After condensation and ignition of a star, it generates thermal energy in its dense core region through nuclear fusion of hydrogen into helium. During this stage of the star's lifetime, it is located on the main sequence at a position determined primarily by its mass but also based on its chemical composition and age. The cores of main sequence stars are in hydrostatic equilibrium, where outward thermal pressure from the hot core is balanced by the inward pressure of gravitational collapse from the overlying layers. The strong dependence of the rate of energy generation on temperature and pressure helps to sustain this balance. Energy generated at the core makes its way to the surface and is radiated away at the photosphere. The energy is carried by either radiation or convection, with the latter occurring in regions with steeper temperature gradients, higher opacity, or both. The main sequence is sometimes divided into upper and lower parts, based on the dominant process that a star uses to generate energy. The Sun, along with main sequence stars below about 1.5 times the mass of the Sun , primarily fuse hydrogen atoms together in a series of stages to form helium, a sequence called the proton–proton chain. Above this mass, in the upper main sequence, the nuclear fusion process mainly uses atoms of carbon, nitrogen, and oxygen as intermediaries in the CNO cycle that produces helium from hydrogen atoms. Main sequence stars with more than two solar masses undergo convection in their core regions, which acts to stir up the newly created helium and maintain the proportion of fuel needed for fusion to occur. Below this mass, stars have cores that are entirely radiative with convective zones near the surface. With decreasing stellar mass, the proportion of the star forming a convective envelope steadily increases. The Main sequence stars below undergo convection throughout their mass. When core convection does not occur, a helium rich core develops surrounded by an outer layer of hydrogen. The more massive a star is, the shorter its lifespan on the main sequence. After the hydrogen fuel at the core has been consumed, the star evolves away from the main sequence on the HR diagram, into a supergiant, red giant, or directly to a white dwarf.

Тарих

ХХ ғасырдың басында жұлдыздардың түрлері мен қашықтықтары туралы мәліметтер жеңіл қолжетімді болды. Жұлдыздардың спектрлері ерекше белгілерге ие екені көрсетілді, бұл оларды жіктеуге мүмкіндік берді. Гарвард колледжі обсерваториясындағы Энни Жумп Каннон және Эдвард К. Пикеринг 1901 жылы «Гарвард жылнамасында» жарияланған Гарвард жіктеу жүйесі деп аталатын жіктеу әдісін әзірледі.

Құрылуы мен дамуы

Протожұлдыз жергілікті жұлдыздаралық ортадағы газ және шаңнан тұратын алып молекулалық бұлттың күйреуінен пайда болғанда, бастапқы құрамы барлық жерде біртекті болып, масса бойынша шамамен 70% сутек, 28% гелий және басқа элементтердің аздаған мөлшерінен тұрады. Негізгі тізбектегі жұлдыздар көбінесе қызыл ергежейлі жұлдыздар деп аталады.

Қасиеттері

Типикалық HR диаграммасындағы жұлдыздардың көпшілігі негізгі тізбек қисығы бойында орналасқан. Бұл сызық айқын болуына себебі, спектрлік класы мен жарқырауы жұлдыздың массасына ғана байланысты, кемінде бірінші жақындауда, егер оның ядросында сутегі қосылса – және барлық жұлдыздар өздерінің "белсенді" өмірінің басым бөлігін осылай өткізеді. Бұл шамадағы айырмашылық жұлдыздың температурасын анықтауға мүмкіндік береді.

Эволюциялық жолдар

Негізгі тізбектегі жұлдыз өз ядросындағы сутегін толыққанда тұтынғанда, энергия өндірудің тоқтауы гравитациялық құлдыраудың қайта басталуына және жұлдыздың негізгі тізбектен эволюциялануына себеп болады. Жұлдыздың HR диаграммасындағы қозғалыс жолы эволюциялық траектория деп аталады. Ядроларындағы сутегінің ядролық синтезі арқылы энергия өндіру тоқтаған кезде, массасы кішкентай жұлдыздар тікелей ақ жұлдызға айналатыны болжанады, бірақ осындай массалық диапазондағы жұлдыздардың негізгі тізбектегі өмір сүру мерзімі ғаламның қазіргі жасынан ұзақ, сондықтан мұндай өзгерістерді бақылау мүмкін емес. Көбінесе, массасы жоғары жұлдыздарда гелий ядросын қоршап тұрған сутек жеткілікті температура мен қысымға жетіп, синтез процесін бастайды, сутекті жақтыратын қабық құрылып, жұлдыздың сыртқы қабаттары кеңейіп, салқындайды. Бұл жұлдыздардың негізгі тізбектен алшақтау кезеңі субгигант тармағы деп аталады; ол салыстырмалы түрде қысқа және эволюциялық траекториядағы үзіліс ретінде көрінеді, себебі осы кезеңде аз ғана жұлдыздарды байқауға болады. Төмен массалы жұлдыздардың гелий ядросы дегенерацияға ұшырағанда немесе орташа массалы жұлдыздардың сыртқы қабаттары мөлдірлігін жоғалтып, салқындағанда, олардың сутек қабықтарының температурасы артады және жұлдыздардың жарқырауы күшейеді. Бұл қызыл алып тармағы деп аталады; ол салыстырмалы түрде ұзаққа созылатын кезең және H–R диаграммаларында жақсы көрінеді. Бұл жұлдыздар ақырында ақ жұлдыз ретінде өмірін аяқтайды. Ең массивті жұлдыздар қызыл алыптарға айналмайды, керісінше, олардың ядролары гелийді және содан кейін ауыр элементтерді біріктіруге жеткілікті ыстыққа дейін қыздырылады және олар супергиганттар деп аталады. Олар H–R диаграммасының жоғарғы бөлігінен негізгі тізбекке көлденеңге жуық эволюциялық траекторияны ұстанады. Супергиганттар сирек кездеседі және көптеген H–R диаграммаларында айқын көрінбейді. Олардың ядролары ақырында құлайды, көбінесе суперноваға алып келіп, нейтрон жұлдызын немесе қара тесікті қалдырады. Жұлдыздар шоғыры шамамен бір уақытта пайда болғанда, осы жұлдыздардың негізгі тізбектегі өмір сүру мерзімі олардың жеке массаларына байланысты болады. Ең массивті жұлдыздар бірінші болып негізгі тізбектен шығады, одан кейін одан да аз массалы жұлдыздар шығады. Шоғырдағы жұлдыздардың негізгі тізбектен шығу орны бұрылыс нүктесі деп аталады. Осы нүктедегі жұлдыздардың негізгі тізбектегі өмір сүру мерзімін білу арқылы шоғырдың жасын бағалауға болады.

When a main sequence star has consumed the hydrogen at its core, the loss of energy generation causes its gravitational collapse to resume and the star evolves off the main sequence. The path which the star follows across the HR diagram is called an evolutionary track. Stars with less than are predicted to directly become white dwarfs when energy generation by nuclear fusion of hydrogen at their core comes to a halt, but stars in this mass range have main sequence lifetimes longer than the current age of the universe, so no stars are old enough for this to have occurred. In stars more massive than , the hydrogen surrounding the helium core reaches sufficient temperature and pressure to undergo fusion, forming a hydrogen burning shell and causing the outer layers of the star to expand and cool. The stage as these stars move away from the main sequence is known as the subgiant branch; it is relatively brief and appears as a gap in the evolutionary track since few stars are observed at that point. When the helium core of low mass stars becomes degenerate, or the outer layers of intermediate mass stars cool sufficiently to become opaque, their hydrogen shells increase in temperature and the stars start to become more luminous. This is known as the red giant branch; it is a relatively long lived stage and it appears prominently in H–R diagrams. These stars will eventually end their lives as white dwarfs. The most massive stars do not become red giants; instead, their cores quickly become hot enough to fuse helium and eventually heavier elements and they are known as supergiants. They follow approximately horizontal evolutionary tracks from the main sequence across the top of the H–R diagram. Supergiants are relatively rare and do not show prominently on most H–R diagrams. Their cores will eventually collapse, usually leading to a supernova and leaving behind either a neutron star or black hole. When a cluster of stars is formed at about the same time, the main sequence lifespan of these stars will depend on their individual masses. The most massive stars will leave the main sequence first, followed in sequence by stars of ever lower masses. The position where stars in the cluster are leaving the main sequence is known as the turnoff point. By knowing the main sequence lifespan of stars at this point, it becomes possible to estimate the age of the cluster.

Жалпы

Киппенхан, Рудольф, 100 миллиард күн, Basic Books, Нью-Йорк, 1983.