Звездное ядро

Звездное ядро ​​— это чрезвычайно горячая и плотная область в центре звезды. Для обычной звезды главной последовательности область ядра — это объем, где условия температуры и давления позволяют производить энергию посредством синтеза водорода термоядерного в гелий . Эта энергия, в свою очередь, уравновешивает массу звезды, давящую внутрь; процесс, который самостоятельно поддерживает условия теплового и гидростатического равновесия . Минимальная температура, необходимая для синтеза звездного водорода , превышает 10 ⁷  К ( 10 МК ), а плотность в ядре Солнца превышает 100 г /см. ³ . Ядро окружено звездной оболочкой, которая переносит энергию от ядра в звездную атмосферу , где она излучается в космос.

Основная последовательность

большой массы Звезды главной последовательности имеют конвективное ядро, звезды промежуточной массы имеют радиационное ядро, а звезды малой массы полностью конвективны.

Звезды главной последовательности отличаются первичным механизмом генерации энергии в их центральной области, который объединяет четыре ядра водорода с образованием одного атома 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 ) лет и становится радиационным. Это означает, что генерируемая энергия выносится из ядра посредством излучения и проводимости, а не посредством переноса массы в форме конвекции . Над этой сферической зоной излучения находится небольшая конвекционная зона чуть ниже внешней атмосферы .

При меньшей звездной массе внешняя конвекционная оболочка занимает все большую часть оболочки, а для звезд с массой около 0,35 M _☉ (35% массы Солнца) или меньше (включая несостоявшиеся звезды ) вся звезда конвективный, включая область ядра. Эти звезды с очень малой массой (VLMS) занимают поздний диапазон звезд главной последовательности М-типа , или красных карликов . VLMS является основным звездным компонентом Млечного Пути и составляет более 70% от общей численности населения. Маломассовый конец диапазона VLMS достигает примерно 0,075 M☉ _, ниже которого обычный (недейтериевый ) синтез водорода не происходит и объект обозначается как коричневый карлик . Температура центральной области VLMS снижается с уменьшением массы, а плотность увеличивается. Для звезды с 0,1 M _☉ температура ядра составляет около 5 МК , а плотность около 500 г · см. ⁻³ . Даже в нижней части температурного диапазона водород и гелий в области ядра полностью ионизованы.

Логарифм относительного энерговыделения (ε) протон-протонных (pp), CNO и процессов тройного α- синтеза при различных температурах (T). Пунктирная линия показывает совместное генерирование энергии процессов pp и CNO внутри звезды.

Ниже примерно 1,2 M _☉ производство энергии в ядре звезды происходит преимущественно за счет протон-протонной цепной реакции , процесса, требующего только водорода. Для звезд, масса которых превышает эту массу, выработка энергии все чаще происходит за счет цикла CNO — процесса синтеза водорода, в котором используются 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 происходит за счет CNO-цикла, а половина - за счет pp-цепи. Процесс CNO более чувствителен к температуре, чем цепочка pp, при этом большая часть производства энергии происходит вблизи самого центра звезды. Это приводит к более сильному температурному градиенту, что создает конвективную неустойчивость. Следовательно, область ядра является конвективной для звезд размером выше примерно 1,2 M _☉ .

Для звезд всех масс по мере расходования водорода в ядре температура увеличивается, чтобы поддерживать равновесие давления. Это приводит к увеличению скорости производства энергии, что, в свою очередь, приводит к увеличению светимости звезды. Время жизни фазы ядерного синтеза водорода уменьшается с увеличением массы звезды. Для звезды с массой Солнца этот период составляет около десяти миллиардов лет. При 5 M _☉ время жизни составляет 65 миллионов лет, а при 25 M _☉ период синтеза водорода в ядре составляет всего шесть миллионов лет. Самые долгоживущие звезды — это полностью конвективные красные карлики, которые могут оставаться на главной последовательности сотни миллиардов лет и более.

Субгигантские звезды

Как только звезда превратила весь водород в своем ядре в гелий, ядро ​​больше не может поддерживать себя и начинает разрушаться. Он нагревается и становится достаточно горячим, чтобы водород в оболочке вне ядра начал термоядерный синтез. Ядро продолжает сжиматься, а внешние слои звезды расширяются. На данном этапе звезда является субгигантом . Звезды с очень малой массой никогда не становятся субгигантами, поскольку они полностью конвективны.

Звезды с массой примерно от 0,4 M _☉ до 1 M _☉ имеют небольшие неконвективные ядра на главной последовательности и имеют толстые водородные оболочки на ветви субгигантов. Они проводят несколько миллиардов лет на ветви субгигантов, при этом масса гелиевого ядра медленно увеличивается за счет синтеза водородной оболочки. В конце концов, ядро ​​становится вырожденным, где доминирующим источником давления ядра является давление вырождения электронов , и звезда расширяется в ветвь красных гигантов.

Звезды с более высокими массами имеют, по крайней мере, частично конвективные ядра на главной последовательности, и у них образуется относительно большое гелиевое ядро ​​до того, как истощается водород во всей конвективной области и, возможно, в более крупной области из-за конвективного выброса . Когда синтез ядра прекращается, ядро ​​начинает сжиматься, и оно настолько велико, что гравитационная энергия фактически увеличивает температуру и светимость звезды на несколько миллионов лет, прежде чем она станет достаточно горячей, чтобы воспламенить водородную оболочку. Как только водород начинает плавиться в оболочке, звезда остывает и ее называют субгигантом. Когда ядро ​​звезды больше не подвергается термоядерному синтезу, но его температура поддерживается за счет синтеза окружающей оболочки, существует максимальная масса, называемая пределом Шенберга-Чандрасекара . Когда масса превышает этот предел, ядро ​​коллапсирует, а внешние слои звезды быстро расширяются, превращаясь в красного гиганта . У звезд размером примерно до 2 M _☉ это происходит всего через несколько миллионов лет после того, как звезда становится субгигантом. Звезды массивнее 2 M _☉ имеют ядра выше предела Шенберга – Чандрасекара, прежде чем они покинут главную последовательность.

Гигантские звезды

Различия в строении звезд главной последовательности , ветви красных гигантов и горизонтальной ветви.

Как только появится запас водорода в ядре маломассивной звезды с массой не менее 0,25 M _☉ истощится, она покинет главную последовательность и будет развиваться по красной гигантской ветви диаграммы Герцшпрунга-Рассела . Развивающиеся звезды с размером примерно до 1,2 M _☉ будут сжимать свое ядро ​​до тех пор, пока водород не начнет плавиться через pp-цепочку вместе с оболочкой вокруг инертного гелиевого ядра, проходя вдоль ветви субгигантов . Этот процесс будет постепенно увеличивать массу гелиевого ядра, заставляя водородную оболочку нагреваться до тех пор, пока она не сможет генерировать энергию в рамках цикла CNO. Из-за температурной чувствительности процесса CNO эта оболочка плавления водорода будет тоньше, чем раньше. Конвективные звезды без ядра размером более 1,2 M _☉ , которые израсходовали водород своего ядра в результате процесса CNO, сжимают свои ядра и непосредственно переходят на стадию гиганта. Увеличение массы и плотности гелиевого ядра приведет к увеличению размера и светимости звезды по мере ее развития вверх по ветви красных гигантов.

Для звезд в диапазоне масс 0,4–1,5 M _☉ гелиевое ядро ​​вырождается до того, как оно станет достаточно горячим, чтобы гелий начал синтез. Когда плотность вырожденного гелия в ядре достаточно высока – около 10 ⁷ г см ⁻³ с температурой около 10 ⁹ K — он подвергается ядерному взрыву, известному как « гелиевая вспышка ». Это событие не наблюдается за пределами звезды, поскольку высвободившаяся энергия полностью расходуется на то, чтобы поднять ядро ​​из электронного вырождения в нормальное газовое состояние. Гелиевый плавильный сердечник расширяется, при этом плотность уменьшается примерно до 10 ³ − 10 ⁴ г см ⁻³ , в то время как оболочка звезды испытывает сжатие. Звезда сейчас находится на горизонтальной ветви , при этом фотосфера демонстрирует быстрое уменьшение светимости в сочетании с увеличением эффективной температуры .

В более массивных звездах главной последовательности с конвекцией ядра гелий, образующийся в результате термоядерного синтеза, смешивается по всей конвективной зоне. Таким образом, как только водород ядра израсходован, он эффективно исчерпывается во 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. При звездных массах выше 2,25 M _☉ ядро ​​не вырождается до начала синтеза гелия. Следовательно, по мере старения звезды ядро ​​продолжает сжиматься и нагреваться до тех пор, пока тройной альфа-процесс в центре не сможет поддерживаться , превращающий гелий в углерод. Однако большая часть энергии, вырабатываемой на этом этапе, продолжает поступать из водородной термоядерной оболочки.

Для звезд выше 10 M _☉ . синтез гелия в ядре начинается сразу после окончания главной последовательности Вокруг гелиевого ядра образуются две водородные плавящиеся оболочки: тонкая внутренняя оболочка цикла CNO и внешняя оболочка цепочки pp.

См. также

• Солнечное ядро
• Звездная эволюция

Библиография

• Адамс, Фред К.; Лафлин, Грегори; Грейвс, Женевьева Дж. М. (2004). Красные карлики и конец главной последовательности . Гравитационный коллапс: от массивных звезд к планетам. Мексиканский журнал астрономии и астрофизики, серия конференций . Том 22. Мексиканский журнал астрономии и астрофизики. стр. 46–49. Бибкод : 2004RMxAC..22...46A .
• Бисноватый-Коган, Г.С. (2001), Звездная физика: звездная эволюция и стабильность , Библиотека астрономии и астрофизики, перевод Блинова А.Ю.; Романова М., Springer Science & Business Media, ISBN  9783540669876
• Шабрие, Жиль; Барафф, Изабель (ноябрь 1997 г.), «Структура и эволюция звезд малой массы», Astronomy and Astrophysicals , 327 : 1039–1053, arXiv : astro-ph/9704118 , Bibcode : 1997A&A...327.1039C .
• Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д.; Тримбл, Вирджиния (2004), Звездные интерьеры: физические принципы, структура и эволюция , Библиотека астрономии и астрофизики (2-е изд.), Springer Science & Business Media, ISBN  9780387200897
• Ибен, Ико (2013), Физика звездной эволюции: физические процессы в звездных недрах , Cambridge University Press, стр. 45, ISBN  9781107016569 .
• Ланг, Кеннет Р. (2013), «Основная астрофизика» , конспект лекций для студентов по физике, Springer Science & Business Media, стр. 339, ISBN  978-3642359637 .
• Лоддерс, Катарина ; Фегли, Брюс младший (2015), Химия Солнечной системы , Королевское химическое общество, стр. 126, ISBN  9781782626015 .
• Медер, Андре (2008), Физика, формирование и эволюция вращающихся звезд , Библиотека астрономии и астрофизики, Springer Science & Business Media, ISBN  9783540769491 .
• Прадхан, Анил К.; Нахар, Султана Н. (2011), Атомная астрофизика и спектроскопия , Cambridge University Press, стр. 226–227, ISBN  978-1139494977 .
• Роуз, Уильям К. (1998), Передовая звездная астрофизика , издательство Кембриджского университета, стр. 267, ISBN  9780521588331
• Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005), Эволюция звезд и звездного населения , John Wiley & Sons, ISBN  9780470092224