Звездное ядро - Stellar core

Ломтик в форме клина от красного вверху до белого внизу.
Кусочек Солнца с областью ядра внизу

А звездное ядро это чрезвычайно горячая и плотная область в центре звезды. Для обычного главная последовательность звезда, область ядра - это объем, в котором условия температуры и давления позволяют производить энергию за счет термоядерный синтез из водород в гелий. Эта энергия, в свою очередь, уравновешивает массу звезды, стремящейся внутрь; процесс, который самостоятельно поддерживает условия в тепловой и гидростатическое равновесие. Минимальная температура, необходимая для звездного водородный синтез превышает 107 K (10 МК), а плотность в ядре солнце кончено 100 г / см3. Ядро окружено звездной оболочкой, которая переносит энергию от ядра к звездная атмосфера где он излучается в космос.[1]

Основная последовательность

Большая масса главная последовательность звезды имеют конвективные ядра, звезды средней массы имеют радиационные ядра, а звезды малой массы полностью конвективны.

Звезды главной последовательности отличаются первичным механизмом генерирования энергии в их центральной области, который соединяет четыре ядра водорода с образованием единого атома гелия через термоядерный синтез. Солнце является примером этого класса звезд. Однажды звезды с масса Солнца формы, область ядра достигает теплового равновесия примерно через 100 миллионов (108)[2][требуется проверка ] лет и становится лучистым.[3] Это означает, что генерируемая энергия выводится из активной зоны через радиация и проводимость а не через общественный транспорт в виде конвекция. Над этой сферической зона излучения лежит небольшой зона конвекции чуть ниже внешняя атмосфера.

На более низком звездная масса внешняя конвекционная оболочка занимает все большую часть оболочки, а для звезд с массой около 0.35 M☉ (35% массы Солнца) или менее (включая несостоявшиеся звезды ) вся звезда конвективна, включая область ядра.[4] Эти звезды с очень малой массой (VLMS) занимают поздний диапазон из Звезды главной последовательности M-типа, или же красный карлик. VLMS образуют главный звездный компонент Млечный Путь более 70% от общей численности населения. Низкая масса диапазона VLMS достигает примерно 0.075 M☉, ниже которого обычные (не-дейтерий ) водородный синтез не происходит, и объект обозначается как коричневый карлик. Температура области ядра для VLMS снижается с уменьшением массы, а плотность увеличивается. Для звезды с 0.1 M☉, внутренняя температура около 5 МК пока плотность около 500 г см−3. Даже в нижней части температурного диапазона водород и гелий в области ядра полностью ионизируются.[4]

Ниже примерно 1,2M☉, производство энергии в ядре звезды происходит преимущественно за счет протон-протонная цепная реакция, процесс, требующий только водорода. Для звезд с массой выше этой массы производство энергии в большей степени происходит за счет Цикл CNO, процесс синтеза водорода, в котором используются промежуточные атомы углерода, азота и кислорода. На Солнце только 1,5% чистой энергии приходится на цикл CNO. Для звезд на 1,5M☉ где внутренняя температура достигает 18 МК, половина выработки энергии приходится на цикл CNO, а половина - на цепь pp.[5] Процесс CNO более чувствителен к температуре, чем цепочка pp, при этом большая часть выработки энергии происходит вблизи самого центра звезды. Это приводит к более сильному температурному градиенту, который создает конвективную нестабильность. Следовательно, ядро ​​является конвективным для звезд выше примерно 1,2M☉.[6]

Для всех масс звезд по мере того, как ядро ​​водорода расходуется, температура увеличивается, чтобы поддерживать равновесие давления. Это приводит к увеличению скорости производства энергии, что, в свою очередь, приводит к увеличению светимости звезды. Время жизни основной водородно-термоядерной фазы уменьшается с увеличением массы звезды. Для звезды с массой Солнца этот период составляет около десяти миллиардов лет. В 5 M☉ время жизни составляет 65 миллионов лет, а при 25 M☉ период термоядерного синтеза водорода в ядре составляет всего шесть миллионов лет.[7] Самые долгоживущие звезды - это полностью конвективные красные карлики, которые могут оставаться на главной последовательности в течение сотен миллиардов лет и более.[8]

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 за пределами ядра начал синтез. Ядро продолжает схлопываться, а внешние слои звезды расширяются. На этом этапе звезда - это субгигант. Звезды очень малой массы никогда не становятся субгигантами, потому что они полностью конвективны.[9]

Звезды с массой около 0,4M☉ и 1M☉ имеют небольшие неконвективные ядра на главной последовательности и развивают толстые водородные оболочки на ветви субгигантов. Они проводят несколько миллиардов лет на ветви субгигантов, при этом масса гелиевого ядра медленно увеличивается в результате слияния водородной оболочки. В конце концов ядро ​​вырождается, и звезда расширяется на ветвь красных гигантов.[9]

Звезды с более высокими массами имеют хотя бы частично конвективные ядра на главной последовательности, и они развивают относительно большое гелиевое ядро ​​перед тем, как истощить водород по всей конвективной области и, возможно, в большей области из-за конвективный выброс. Когда синтез ядра прекращается, ядро ​​начинает схлопываться, 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 считается субгигантом. Когда ядро ​​звезды больше не подвергается слиянию, но его температура поддерживается слиянием окружающей оболочки, существует максимальная масса, называемая Предел Шенберга – Чандрасекара. Когда масса превышает этот предел, ядро ​​звезды схлопывается, и внешние слои звезды быстро расширяются, становясь красный гигант. В звездах примерно до 2M☉, это происходит всего через несколько миллионов лет после того, как звезда становится субгигантом. Звезды массивнее 2M☉ имеют ядра выше предела Шенберга – Чандрасекара до того, как они покинут главную последовательность.[9]

Гигантские звезды

Различия в строении звезды на главная последовательность, на Красный гигант филиал, и на горизонтальная ветвь

Однажды поставка водорода в ядро ​​маломассивной звезды с по крайней мере 0.25 M☉[8] истощается, он выйдет из основной последовательности и эволюционировать вдоль Красный гигант филиал из Диаграмма Герцшпрунга – Рассела. Те развивающиеся звезды с примерно 1,2M☉ будут сжимать свое ядро, пока водород не начнет плавиться через цепочку pp вдоль оболочки вокруг инертного гелиевого ядра, проходя вдоль субгигантская ветвь. Этот процесс будет неуклонно увеличивать массу гелиевого ядра, вызывая повышение температуры термоплавкой оболочки до тех пор, пока она не сможет генерировать энергию через цикл CNO. Из-за температурной чувствительности процесса CNO эта оболочка для плавления водорода будет тоньше, чем раньше. Несердечные конвектирующие звезды выше 1,2M☉ которые поглотили водород из ядра в процессе CNO, сжимают свои ядра и напрямую эволюционируют в гигантскую стадию. Увеличение массы и плотности гелиевого ядра приведет к тому, что звезда будет увеличиваться в размере и светимости по мере того, как она поднимается вверх по ветви красных гигантов.[10]

Для звезд в диапазоне масс 0.4–1.5 M☉, гелиевое ядро ​​становится выродиться прежде чем он станет достаточно горячим, чтобы гелий начал синтез. Когда плотность вырожденного гелия в ядре достаточно высока - около 10×106 г см−3 с температурой около 10×108 K - он подвергается ядерному взрыву, известному как "гелиевая вспышка Это событие не наблюдается за пределами звезды, так как высвободившаяся энергия полностью расходуется на то, чтобы поднять ядро ​​из состояния электронного вырождения в состояние нормального газа. гелиевый сплав ядро расширяется, при этом плотность уменьшается примерно до 103 − 104 г см−3, а звездная оболочка сжимается. Звезда сейчас на горизонтальная ветвь, с фотосфера показывая быстрое уменьшение яркости в сочетании с увеличением эффективная температура.[11]

В более массивных звездах главной последовательности с конвекцией ядра гелий, образующийся в результате синтеза, смешивается по всей конвективной зоне. Как только водород в ядре израсходован, он, таким образом, эффективно истощается во всей области конвекции. В этот момент гелиевое ядро ​​начинает сжиматься, и начинается синтез водорода вдоль оболочки по периметру, который затем постепенно добавляет больше гелия в инертное ядро.[7] В звездных массах выше 2.25 M☉, ядро ​​не вырождается до начала термоядерного синтеза гелия.[12] Следовательно, по мере старения звезды ядро ​​продолжает сжиматься и нагреваться до тех пор, пока тройной альфа-процесс может удерживаться в центре, превращая гелий в углерод. Однако большая часть энергии, генерируемой на этой стадии, по-прежнему поступает из водородной термоплавкой оболочки.[7]

Для звезд старше 10M☉, синтез гелия в основе начинается сразу же, как заканчивается основная последовательность. Вокруг гелиевого ядра сформированы две водородные термоплавкие оболочки: внутренняя оболочка из тонкого цикла CNO и внешняя оболочка из полипропиленовой цепи.[13]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Прадхан и Нахар, 2008 г., п. 624
  2. ^ Lodders & Fegley, младший 2015, п. 126
  3. ^ Maeder 2008, п. 519
  4. ^ а б Chabrier & Baraffe 1997, стр. 1039-1053
  5. ^ Lang 2013, п. 339
  6. ^ Maeder 2008, п. 624
  7. ^ а б c Ибен 2013, п. 45
  8. ^ а б Адамс, Фред С .; Лафлин, Грегори; Грейвс, Женевьева Дж. М. (2004), Красные карлики и конец основной последовательности, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, стр. 46–49, Bibcode:2004RMxAC..22 ... 46А.
  9. ^ а б c Саларис и Кассизи 2005, п. 140
  10. ^ Роза 1998, п. 267
  11. ^ Хансен, Кавалер и Тримбл 2004, п. 63
  12. ^ Бисноватый-Коган 2001, п. 66
  13. ^ Maeder 2008, п. 760

Библиография