Главная последовательность звёзд: цвет, светимость и жизненный цикл

Введение

Непрерывная полоса звезд, появляющаяся на диаграммах «цвет — светимость».

В астрономии основная последовательность — это классификация звезд, которые на диаграммах «цвет — светимость» образуют непрерывную и отчетливую полосу. Звезды, расположенные на этой полосе, называются звездами главной последовательности или карликовыми звездами. Считается, что положение звезд на полосе и за ее пределами указывает на их физические свойства, а также на стадию их эволюции. Это самые распространенные настоящие звезды во Вселенной, включая Солнце. Диаграммы «цвет — светимость» известны как диаграммы Герцшпрунга — Рассела, в честь Эйнара Герцшпрунга и Генри Норриса Рассела. После конденсации и зажигания звезды она генерирует тепловую энергию в плотном ядре посредством ядерного синтеза водорода в гелий. На этой стадии жизненного цикла звезда находится на главной последовательности, и ее положение определяется в основном массой, но также и химическим составом и возрастом. Ядра звезд главной последовательности находятся в гидростатическом равновесии, когда внешнее тепловое давление от горячего ядра уравновешивается внутренним давлением гравитационного сжатия со стороны внешних слоев. Сильная зависимость скорости генерации энергии от температуры и давления помогает поддерживать это равновесие. Энергия, генерируемая в ядре, достигает поверхности и излучается в фотосфере. Энергия переносится либо излучением, либо конвекцией, причем последняя преобладает в областях с крутыми температурными градиентами, высокой непрозрачностью или и тем, и другим. Основную последовательность иногда разделяют на верхнюю и нижнюю части в зависимости от доминирующего процесса генерации энергии в звезде. Солнце и звезды главной последовательности с массой менее 1,5 солнечных масс в основном синтезируют атомы водорода в гелий в несколько этапов посредством протон-протонного цикла. Звезды с большей массой, расположенные в верхней части главной последовательности, в процессе ядерного синтеза в основном используют атомы углерода, азота и кислорода в качестве катализаторов в CNO-цикле, который производит гелий из водорода. Звезды главной последовательности с массой более двух солнечных масс испытывают конвекцию в своих ядрах, что перемешивает новообразовавшийся гелий и поддерживает необходимое соотношение топлива для протекания синтеза. Звезды с меньшей массой имеют ядра, полностью состоящие из излучающей зоны, с конвективными зонами вблизи поверхности. С уменьшением массы звезды доля звезды, образующая конвективную оболочку, постепенно увеличивается. Звезды главной последовательности с малой массой испытывают конвекцию по всей своей массе. Когда конвекция в ядре не происходит, формируется богатое гелием ядро, окруженное внешней оболочкой из водорода. Чем массивнее звезда, тем короче ее продолжительность жизни на главной последовательности. После исчерпания запасов водорода в ядре звезда покидает главную последовательность на диаграмме HR и эволюционирует в сверхгигант, красный гигант или непосредственно в белый карлик.

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.

История

В начале XX века информация о типах и расстояниях до звёзд стала более доступной. Было установлено, что спектры звёзд обладают характерными особенностями, что позволило их классифицировать. Энни Джамп Каннон и Эдвард К. Пикеринг из Гарвардской обсерватории разработали метод классификации, получивший название Гарвардской схемы классификации звёзд и опубликованный в Harvard Annals в 1901 году.

Формирование и эволюция

Когда протозвезда формируется в результате коллапса гигантского молекулярного облака газа и пыли в местной межзвездной среде, её начальный состав однороден и состоит примерно из 70% водорода, 28% гелия и незначительных примесей других элементов по массе. Звезды главной последовательности часто называют красными карликами.

Свойства

Большинство звёзд на типичной диаграмме Герцшпрунга — Рассела лежат вдоль главной последовательности. Эта линия ярко выражена, поскольку спектральный класс и светимость звезды зависят главным образом от её массы, по крайней мере, в первом приближении, пока в её ядре происходит термоядерный синтез водорода — а именно этим занимаются почти все звёзды на протяжении большей части их "активной" жизни. Разница в звёздной величине позволяет оценить температуру звезды.

Эволюционные следы

Когда звезда главной последовательности потребляет водород в своем ядре, потеря генерации энергии приводит к возобновлению гравитационного коллапса, и звезда покидает главную последовательность. Путь, который звезда проходит на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, называется эволюционным треком. Предсказывается, что звезды с массой менее [значение] напрямую станут белыми карликами, когда прекратится генерация энергии посредством ядерного синтеза водорода в их ядре, но звезды в этом диапазоне масс имеют время жизни на главной последовательности, превышающее текущий возраст Вселенной, поэтому ни одна звезда еще не прожила достаточно долго, чтобы это произошло. У звезд с массой более [значение], водород, окружающий гелиевое ядро, достигает достаточной температуры и давления для начала синтеза, образуя оболочку горения водорода и вызывая расширение и охлаждение внешних слоев звезды. Стадия, когда эти звезды отклоняются от главной последовательности, известна как ветвь субгигантов; она относительно кратковременна и выглядит как разрыв в эволюционном треке, поскольку в этой точке наблюдается мало звезд. Когда гелиевое ядро звезд с малой массой вырождается, или внешние слои звезд средней массы достаточно охлаждаются, чтобы стать непрозрачными, их водородные оболочки нагреваются, и звезды начинают становиться более яркими. Это известно как ветвь красных гигантов; это относительно долгоживущая стадия, которая хорошо заметна на диаграммах Герцшпрунга — Рассела. В конечном итоге эти звезды закончат свою жизнь как белые карлики. Самые массивные звезды не становятся красными гигантами; вместо этого их ядра быстро нагреваются до температуры, достаточной для синтеза гелия и, в конечном итоге, более тяжелых элементов, и они известны как сверхгиганты. Они следуют приблизительно горизонтальным эволюционным трекам от главной последовательности к верхней части диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Сверхгиганты относительно редки и не выделяются на большинстве диаграмм Герцшпрунга — Рассела. В конечном итоге их ядра коллапсируют, обычно приводя к взрыву сверхновой и оставляя после себя либо нейтронную звезду, либо черную дыру. Когда скопление звезд формируется примерно в одно и то же время, время жизни звезд на главной последовательности будет зависеть от их индивидуальных масс. Самые массивные звезды первыми покинут главную последовательность, за ними последуют звезды с все меньшей и меньшей массой. Точка, в которой звезды в скоплении покидают главную последовательность, известна как точка поворота. Зная время жизни звезд в этой точке, можно оценить возраст скопления.

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.

Общий

Киппенхан, Рудольф, 100 миллиардов солнц, Basic Books, Нью-Йорк, 1983.