Звёзды главной последовательности: синтез водорода
Linas JuozėnasПоделиться
Арка знаний · Вселенная · Глава 04 / Статья 02
Звёзды главной последовательности
На протяжении большей части жизни звезды, пока идут ядерные реакции, в её ядре водород превращается в гелий. Свет кажется постоянным, потому что звезда непрерывно корректирует свою структуру и медленно расходует топливо.
Что поддерживает свечение звезды?
Солнце светит миллиарды лет. Это возможно благодаря огромным запасам водорода, медленному превращению его в гелий и внутренней структуре, реагирующей на изменения энергетического баланса.
Так называемая главная последовательность — это этап, на котором постоянный синтез водорода в ядре служит основным долгосрочным источником энергии. К ней относятся тусклые красные карлики, звёзды, подобные Солнцу, и ослепительно яркие массивные звёзды, продолжительность жизни которых сильно различается.[1], [3]
В предыдущей статье мы проследили, как формируются молекулярные облака и протозвёзды. Здесь мы рассмотрим долгоживущую структуру звезды, формирующуюся в результате этого процесса.
Где на диаграмме находится звезда главной последовательности?
Так называемая диаграмма Герцшпрунга—Рассела, обычно сокращаемая до диаграммы Г–Р, сопоставляет полную мощность излучения звезды — её светимость — с эффективной температурой поверхности. По соглашению более горячие звёзды находятся слева, а более холодные — справа.
Звёзды главной последовательности образуют широкую полосу от горячих звёзд высокой светимости вверху слева до холодных тусклых звёзд внизу справа. Внутри полосы в основном сравниваются звёзды разной массы. По мере изменения внутреннего строения отдельная звезда движется по своей эволюционной траектории.[14]
Температура поверхности и температура ядра — разные величины. Эффективная температура поверхности Солнца составляет около 5 800 K, а, согласно моделям, температура в его центре достигает примерно 15,7 миллиона K.[2]
Важен и радиус. Крупный гигант может интенсивно излучать, хотя его поверхность прохладна, а компактный белый карлик может быть горячим, но иметь низкую светимость. Поэтому одной лишь температуры недостаточно, чтобы определить ни светимость звезды, ни её принадлежность к главной последовательности.[14]
Почему звезда не сжимается и не разлетается?
В глубинах звезды давление выше, чем у её поверхности. Такое уменьшение давления по направлению к внешним слоям создаёт силу, противодействующую гравитации. При приблизительном гидростатическом равновесии сила градиента давления уравновешивает направленную внутрь силу гравитации.
В звезде, похожей на Солнце, основной вклад вносит давление газа, создаваемое горячими частицами. Излучение также создаёт давление, роль которого возрастает в очень массивных звёздах. Ядерный синтез пополняет запасы энергии; сам по себе он не является направленной наружу механической силой.[1], [2]
Равновесие давления в одном уравнении
dP/dr = −G M(r) ρ / r2
Уравнение описывает почти стационарную сферическую звезду. Из-за вращения и других более сложных факторов может потребоваться более подробное описание.[1]
Упрощённый термостат звезды
Расширение может охладить внутренние области звезды
При изменении количества энергии в звезде она может расширяться. В обычных условиях главной последовательности охлаждение замедляет температурно-зависимые реакции ядерного синтеза, что помогает восстановить равновесие.
Сжатие может повысить температуру
Когда звезда сжимается, высвобождается гравитационная энергия. Нагрев может ускорить ядерный синтез и тем самым помочь восполнить нехватку энергии.
Это объяснение применимо к обычному веществу внутри звёзд, которое в основном ведёт себя как идеальный газ. Временные масштабы поддержания механического равновесия и тепловой адаптации различаются, а структура звезды продолжает эволюционировать, даже когда приблизительно поддерживаются как механическое, так и тепловое равновесие.[1]
Даже при стабильном ядерном горении в центре звезды её поверхность может быть активной. Пятна, вспышки и колебания могут менять наблюдаемый блеск звезды, не прерывая её этап главной последовательности.
Как синтез водорода снабжает звезду энергией?
В горячем ядре звезды водород ионизирован: его ядра — это протоны, движущиеся среди свободных электронов. В ходе последовательности реакций водород превращается в гелий. Масса продуктов реакций немного меньше массы исходных веществ, и эта разница высвобождается в виде энергии.
Около 0,7 % массы водорода, участвующего в реакциях, превращается в энергию в ходе общего процесса превращения водорода в гелий. Часть энергии уносят нейтрино; оставшаяся часть способствует нагреву звезды и поддержанию её светимости.[3]
Протон-протонные цепочки
Эти сети реакций начинаются с ядер водорода. Начальная протон-протонная реакция включает медленный этап слабого взаимодействия, в ходе которого один протон превращается в нейтрон, создавая условия для образования дейтерия.
В ходе последующих реакций образуется гелий. Обычное описание из трёх этапов соответствует одной ветви, называемой pp I; протекают и реакции других ветвей.
Циклы CNO
Ядра углерода, азота и кислорода участвуют в другом пути превращения водорода в гелий в качестве катализаторов. Их присутствие способствует протеканию сети реакций; её основным конечным продуктом остаётся гелий.
Относительный вклад этих путей реакций зависит от температуры и состава, поэтому не существует универсального значения массы или температуры звезды, при котором все звезды переходили бы с одного пути реакций на другой.[3]
На Солнце действуют оба механизма. Нейтрино CNO-цикла, обнаруженные экспериментом «Борексино», подтвердили, что CNO-цикл вносит вклад в синтез на Солнце, хотя основную часть его мощности обеспечивает протон-протонная цепочка.[6]
Оба пути реакций основаны на квантовом туннелировании, которое позволяет заряженным ядрам сблизиться настолько, чтобы произошла реакция, несмотря на их электрическое отталкивание. Подробные этапы этих реакций рассматриваются в следующей статье Пути ядерного синтеза.
Как энергия достигает поверхности?
Энергия внутри звёзд переносится главным образом посредством лучистого переноса и конвекции. Излучение распространяется диффузно за счёт повторяющихся процессов поглощения, испускания и рассеяния. Конвекция переносит энергию макроскопическими движениями газа, когда стратификация становится нестабильной.
В определённой области может вырабатываться ядерная энергия и переноситься излучением либо энергия может вырабатываться и переноситься конвекцией. Поэтому одно лишь место протекания синтеза не указывает на механизм переноса энергии.
Конвекция во всей звезде
Звёзды очень малой массы, менее примерно 0,35 массы Солнца, обычно полностью конвективны. Граница этого перехода зависит от модели и состава; у более крупных карликов типа M могут быть зоны лучистого переноса.[4]
Внутри — лучистый перенос, снаружи — конвекция
Ядро, в котором происходит синтез, находится во внутренней зоне лучистого переноса звезды. Конвективная оболочка Солнца начинается примерно на расстоянии 71 % его радиуса от центра.[2]
Конвективное ядро
Высокая концентрация производства энергии часто приводит к образованию конвективного ядра, а в окружающей его оболочке преобладает лучистый перенос. Могут возникать и дополнительные локальные конвективные зоны.[9]
Как понимать схемы разрезов: голубовато-зелёным обозначена конвекция, а золотым — лучистый перенос. Оранжевым отмечена центральная область синтеза в звезде, похожей на Солнце; она является частью её внутренней зоны лучистого переноса. В ядре массивной звезды происходит и синтез водорода, и перенос энергии конвекцией. Линии излучения символизируют диффузию энергии через множество взаимодействий. На рисунке звёзды показаны одинакового размера, а пропорции слоёв схематичны.
Конвекция также перемешивает вещество. Она может приносить новый водород в область горения и перераспределять гелий. Количество перемешиваемого вещества влияет на доступные запасы топлива и дальнейшую эволюцию звезды.[4], [9]
Почему более массивные звёзды живут меньше?
С увеличением массы звезды в ней становится больше водорода, но при этом меняются её внутреннее давление, температура и излучаемая мощность. На большей части главной последовательности светимость растёт гораздо быстрее, чем масса. Поэтому массивные звёзды расходуют своё топливо намного быстрее.
tMS ∝ f M / L
Часто приводимая зависимость L ∝ M3,5 является приближённой и применима лишь в ограниченных диапазонах масс. Наблюдения за отдельными двойными звёздами показывают, что для разных диапазонов масс нужны разные показатели степени. Применение одного и того же показателя степени ко всем красным карликам и массивным звёздам приводит к неверным результатам.[10]
| Пример звезды | Приблизительная продолжительность жизни | Почему это лишь приблизительная оценка |
|---|---|---|
| Маленький красный карлик Около 0,1 M⊙ |
Несколько тысяч миллиардов лет | Такую продолжительность предсказывают звёздные модели; Вселенная пока слишком молода, чтобы одиночная звезда такого типа уже завершила эту стадию.[7] |
| Звезда, похожая на Солнце Около 1 M⊙ |
Около 10 миллиардов лет | Округлённая продолжительность, рассчитанная по модели Солнца. Детали зависят от химического состава и предыдущей эволюции.[8] |
| Массивная звезда Около 12 M⊙ |
Около 15–20 миллионов лет | Примеры моделей с металличностью Солнца, основанных на разных предположениях о вращении.[9] |
| Очень массивная звезда Около 60 M⊙ |
Несколько миллионов лет | Высокая светимость, перемешивание вещества, звёздные ветры и изменение массы - всё это влияет на продолжительность жизни.[9] |
M⊙ обозначает одну массу Солнца. Указана приблизительная продолжительность всей стадии, а не оставшееся время жизни конкретных наблюдаемых звёзд.
Полностью конвективные красные карлики могут использовать большую долю своих запасов водорода, чем звёзды, в которых ядро, сжигающее топливо, отделено от большей части оболочки. Их низкая светимость и эффективное перемешивание вещества вместе объясняют их необычайное долголетие.[7]
Как эволюционирует Солнце, пока остаётся на главной последовательности?
Модели Солнца описывают звезду, которая постепенно становилась ярче. В начале главной последовательности Солнце излучало лишь около 70 % своей нынешней мощности, поэтому стабильный этап не означает неизменную светимость.[8]
По мере превращения водорода в гелий меняются состав ядра и число частиц, создающих давление, на единицу массы. Внутреннее строение звезды перестраивается, а её центральная температура и светимость меняются. На протяжении всего этого медленного превращения состояние звезды может оставаться близким к равновесию.[2]
Главная последовательность нулевого возраста
Так называемая ZAMS - модельная исходная точка начала этапа главной последовательности. «Нулевой возраст» здесь не отменяет предшествующий период роста и сжатия протозвезды.
Конец главной последовательности
Граница TAMS обозначает конец постоянного горения водорода в ядре. Когда центр достигает этого этапа, в других частях звезды ещё может быть много водорода.
Масса - важнейший фактор, но влияют и другие
Химический состав влияет на непрозрачность, количество доступного топлива и скорость реакций. Элементы тяжелее гелия астрономы называют «металлами»; их содержание влияет на положение звезды и изменения в её эволюции. Вращение и внутреннее перемешивание могут изменить количество топлива, доступного ядру, и увеличить расчётную продолжительность жизни звезды на главной последовательности.[9]
Как астрономы определяют, что происходит внутри звезды?
Измеренная яркость позволяет определить светимость, только если учесть расстояние и ослабление света между звездой и наблюдателем. Спектры помогают определить эффективную температуру и химический состав поверхности. Параллаксы и фотометрия «Gaia» выявляют подробные последовательности звёзд и влияние различных популяций.[14]
Орбиты двойных систем
Движение подходящих двойных звёзд вместе с геометрией орбит позволяет измерить массы. Затмения также помогают оценить радиусы и тем самым строго проверить модели звёзд.[10]
Звёздные колебания
В астеросейсмологии закономерности колебаний используют для оценки внутреннего строения, а у подходящих звёзд - также параметров вращения и перемешивания. Разные моды позволяют исследовать разные области.[15]
Солнечные нейтрино
Нейтрино легко покидают недра Солнца и свидетельствуют о происходящих там ядерных реакциях. Они дают информацию, дополняющую данные о поверхностном излучении и колебаниях.[6]
Звёздные скопления дают общий ориентир времени
Многие звёзды скопления сформировались за сравнительно короткий период. Самые массивные участники первыми исчерпывают водород в ядре, и на диаграмме скопления образуется точка схода с главной последовательности.
Астрономы сопоставляют эту закономерность с изохронами — предсказаниями моделей для звёзд одинакового возраста, но разной массы. Оценка возраста зависит от химического состава, расстояния, поглощения света, перемешивания и других допущений. По цвету и светимости нельзя однозначно определить возраст каждой отдельной звезды.[11]
Почему некоторые звёзды скопления могут выглядеть неожиданно молодыми?
Голубые отставшие звёзды расположены выше и голубее обычной точки схода с главной последовательности скопления. Передача массы или слияния могут создавать более массивные звёзды, внешний вид которых уже не соответствует истории изолированной звезды того же возраста.
Это кажущееся омоложение происходит из-за изменения массы и запасов топлива. Оно не обнуляет время, прошедшее с момента формирования исходных звёзд.[13]
Самые многочисленные звёзды не обязательно дают больше всего света
Звёзды малой массы могут составлять большинство звёзд популяции, но давать сравнительно небольшую долю её общей светимости. Гиганты и другие эволюционировавшие звёзды могут преобладать в определённых диапазонах длин волн, особенно в старых популяциях. Чтобы объяснить свет галактики, необходимо учитывать разнообразие масс её звёзд и стадий их эволюции.[12]
Что происходит после главной последовательности?
Когда у звезды, похожей на Солнце, заканчивается водород, остаётся богатое гелием ядро, которое сжимается, тогда как в окружающем слое продолжается синтез водорода. По мере перестройки всей структуры оболочка расширяется, и звезда проходит стадии эволюции субгиганта и красного гиганта.[16]
Изменения в ядре, выделение энергии в слое и строение оболочки вместе определяют, как расширяется звезда.
Совершенно иное предсказание будущего
Согласно моделям, звёзды с наименьшей массой, сжигающие водород, могут использовать гораздо большую долю своего топлива и избежать обычной стадии гиганта. Их поздняя эволюция пока остаётся прогнозом, выходящим далеко за пределы нынешнего возраста Вселенной.[7]
Дальнейшее сгорание топлива и остатки звёзд
Похожие на Солнце звёзды со временем сжигают гелий и оставляют после себя белые карлики. Массивные звёзды проходят дополнительные этапы, однако исход в виде коллапса ядра зависит от структуры, сформированной в ходе эволюции; яркая сверхновая не гарантирована.[16], [17]
Этап главной последовательности определяет химический состав и внутреннее строение, с которыми звезда вступает в эти более поздние этапы. Поэтому, чтобы понять, какие остатки образуются впоследствии, необходимо разобраться в расходовании топлива и перемешивании вещества на этом этапе.
Эти более поздние ветви эволюции рассматриваются в статьях Звёзды малой массы: красные гиганты и белые карлики и Звёзды большой массы: сверхгиганты и сверхновые с коллапсом ядра.
Внутреннее строение звезды, которая светит ровно, меняется.
В звезде главной последовательности давление уравновешивает гравитацию, а водород превращается в гелий. Её масса, химический состав и перемешивание вещества определяют, насколько ярко она светит и как долго ей хватит доступного топлива.
Подробнее об этом говорится в статье Пути ядерного синтеза — о сетях реакций, благодаря которым возможен этот длительный этап эволюции звезды.
Источники и дополнительная литература
Научные статьи, авторские обзоры и конспекты лекций по строению звёзд. Численные значения продолжительности жизни — иллюстративные результаты моделирования. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела и изображения внутреннего строения звёзд — схематические пояснения; положение Солнца в качестве ориентира отмечено отдельно.
- Полс (2011) — Строение и эволюция звёздАвторские конспекты лекций о гидростатическом равновесии, энергетическом балансе и реакции самогравитирующей звезды на изменения.
- Кристенсен-Дальсгаард (2021) — Строение и эволюция СолнцаМодели Солнца, перенос энергии в его недрах, температура ядра и ограничения, основанные на данных гелиосейсмологии.
- Ачарья и др. (2025) — Ядерный синтез в звёздах III: новые данные и теория о звёздах, сжигающих водородЯдерная физика протон-протонных цепочек и CNO-циклов.
- Feiden, Skidmore и Jao (2021) — Пробел «Gaia» и физика звёзд малой массы. I. Граница полностью конвективных звёздПереход между полностью конвективными звёздами и звёздами с зонами лучистого переноса.
- Prša и др. (2016) — Выбранные номинальные значения параметров Солнца и планет: резолюция IAU 2015 года B3Номинальная эффективная температура Солнца, используемая для определения его положения на схематической диаграмме Герцшпрунга—Рассела.
- Коллаборация Borexino (2020) — Экспериментальные свидетельства существования нейтрино, образующихся в Солнце в цикле синтеза CNOПрямые свидетельства того, что наряду с преобладающими протон-протонными реакциями в Солнце протекает и цикл CNO.
- Adams, Laughlin и Graves (2004) — Красные карлики и конец главной последовательностиПредполагаемая продолжительность жизни самых маломассивных звёзд, сжигающих водород, — триллионы лет — и их последующая эволюция.
- Schröder и Smith (2008) — Новый взгляд на далёкое будущее Солнца и ЗемлиВозраст Солнца, увеличение его светимости и приблизительная продолжительность этапа главной последовательности.
- Ekström и др. (2012) — Сетки моделей звёзд с вращением. I. Модели звёзд массой от 0,8 до 120 масс Солнца с металличностью, как у Солнца (Z = 0.014)Примеры продолжительности жизни звёзд и влияния вращения при определённом химическом составе.
- Eker и др. (2018) — Взаимосвязанные зависимости массы от светимости, массы от радиуса и массы от эффективной температуры звёзд главной последовательностиЭмпирические зависимости, откалиброванные по одиночным двойным звёздам, включая изменения наклона зависимости массы от светимости.
- Soderblom (2010) — Возраст звёздОценки возраста звёзд и скоплений, их предпосылки и ограничения.
- Конрой (2013) — Моделирование спектральных распределений энергии галактик во всём диапазоне длин волнКак звёзды на разных стадиях эволюции вносят вклад в свет галактики на разных длинах волн.
- Дэвис (2015) — Пути образования голубых отставших звёздПередача массы, слияния и столкновения — пути образования звёзд, расположенных выше обычной точки поворота главной последовательности скопления.
- Коллаборация «Gaia» (2018) — Второй выпуск данных «Gaia»: диаграммы Герцшпрунга—Рассела на основе наблюденийНаблюдаемые последовательности звёзд и то, как расстояние, фотометрия и отбор выборки влияют на их вид.
- Аэртс (2021) — Исследования физики внутреннего строения звёзд методами астеросейсмологииИспользование колебаний звёзд для изучения их внутреннего строения, вращения и перемешивания вещества.
- Каракас и Латтанцио (2014) — Обзор Доуса № 2: нуклеосинтез и выход химических элементов у одиночных звёзд малой и промежуточной массыЭволюция после стадии главной последовательности, горение в оболочках, горение гелия и возвращение вещества в межзвёздную среду.
- Sukhbold и др. (2016) — Сверхновые с коллапсом ядра звёзд массой от 9 до 120 масс Солнца в моделях взрывов, вызванных нейтриноПочему исход коллапса ядра массивных звёзд разнообразнее, чем предполагает единое правило, основанное только на массе.
Все статьи этого раздела
- Молекулярные облака и протозвёзды
- Звёзды главной последовательности: синтез водорода — вы здесь
- Пути термоядерного синтеза
- Звёзды малой массы: красные гиганты и белые карлики
- Массивные звёзды: сверхгиганты и сверхновые с коллапсом ядра
- Нейтронные звёзды и пульсары
- Магнетары: сверхсильные магнитные поля
- Звёздные чёрные дыры
- Нуклеосинтез: элементы тяжелее железа
- Двойные звёзды и экзотические явления