Звездное ядро ​​- Stellar core

Кусочек Солнца с областью ядра внизу

Ядро звезды является очень жарко, плотной областью в центре звезды. Для обычной главной последовательности звезды, область сердцевины представляет собой объем , где температура и давление позволяют условия для производства энергии за счет термоядерного синтеза из водорода в гелий . Эта энергия, в свою очередь, уравновешивает массу звезды, стремящейся 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 больше100  г / см ³ . Ядро окружено звездной оболочкой, которая переносит энергию из ядра в звездную атмосферу, где она излучается в космос.

Основная последовательность

Звезды главной последовательности с большой массой имеют конвективные ядра, звезды средней массы - излучающие ядра, а звезды с малой массой полностью конвективны.

Звезды главной последовательности отличаются первичным механизмом генерирования энергии в их центральной области, который объединяет четыре ядра водорода с образованием единого атома гелия посредством термоядерного синтеза . Солнце является примером этого класса звезд. Когда образуются звезды с массой Солнца , область ядра достигает теплового равновесия примерно через 100 миллионов (10 ⁸ ) лет и становится излучательной. Это означает, что генерируемая энергия выводится из активной зоны посредством излучения и теплопроводности, а не посредством переноса массы в форме конвекции . Над этой сферической зоной излучения находится небольшая зона конвекции, чуть ниже внешней атмосферы .

При меньшей звездной массе внешняя конвекционная оболочка занимает все большую часть оболочки, а для звезд с массой около0,35  M _☉ (35% массы Солнца) или менее (включая несостоявшиеся звезды ) - вся звезда конвективна, включая область ядра. Эти очень малая масса звезда (VLMS) занимает конец диапазон из звезд главной последовательности М-типа , или красного карлик . VLMS образуют основной звездный компонент Млечного Пути у более 70% всего населения. Маломассивный конец диапазона VLMS достигает примерно0,075  M _☉ , ниже которого обычный ( недейтериевый ) синтез водорода не происходит, и объект обозначается коричневым карликом . Температура области ядра для VLMS уменьшается с уменьшением массы, а плотность увеличивается. Для звезды с0,1  M _☉ , температура ядра около5 мк пока плотность около500 г см ⁻³ . Даже в нижней части температурного диапазона водород и гелий в области ядра полностью ионизируются.

Логарифм относительного выхода энергии (ε) протон-протонных (pp), CNO - процессов и процессов тройного α- синтеза при различных температурах (T). Пунктирной линией показано совместное генерирование энергии процессами pp и CNO внутри звезды.

Ниже примерно 1,2  M _☉ производство энергии в ядре звезды происходит преимущественно за счет протон-протонной цепной реакции , для которой требуется только водород. Для звезд с массой выше этой массы производство энергии все больше происходит за счет цикла CNO , процесса синтеза водорода, в котором используются промежуточные атомы углерода, азота и кислорода. На Солнце только 1,5% чистой энергии приходится на цикл CNO. Для звезд с _{плотностью} 1,5  M _☉, где температура ядра достигает 18 МК, половина производства энергии приходится на цикл CNO, а половина - на цепь pp. 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, который создает конвективную нестабильность. Следовательно, ядро ​​является конвективным для звезд выше примерно 1,2  M _☉ .

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. В5  M _☉ время жизни составляет 65 миллионов лет, а при25  M _☉ период плавления водорода в ядре составляет всего шесть миллионов лет. Самые долгоживущие звезды - это полностью конвективные красные карлики, которые могут оставаться на главной последовательности в течение сотен 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 коллапсировать. Он нагревается и становится достаточно горячим, чтобы водород в оболочке за пределами ядра начал синтез. Ядро продолжает схлопываться, а внешние слои звезды расширяются. На данном этапе звезда - субгигант . Звезды с очень малой массой никогда не становятся субгигантами, потому что они полностью конвективны.

Звезды с массами от около 0,4  М _☉ и 1  М _☉ имеют небольшие неконвективные ядра на главной последовательности и развивать толстые оболочки водорода на субгиганте ветви. Они проводят несколько миллиардов лет на ветви субгигантов, при этом масса гелиевого ядра медленно увеличивается из-за слияния водородной оболочки. В конце концов, ядро ​​вырождается, и звезда расширяется на ветвь красных гигантов.

Звезды с более высокими массами имеют, по крайней мере, частично конвективные ядра на главной последовательности, и они развивают относительно большое гелиевое ядро ​​перед тем, как исчерпать водород по всей конвективной области и, возможно, в большей области из-за конвективного выброса . Когда синтез ядра прекращается, ядро ​​начинает коллапсировать, 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 пределом Шенберга – Чандрасекара . Когда масса превышает этот предел, ядро ​​схлопывается, и внешние слои звезды быстро расширяются, превращаясь в красного гиганта . В звездах размером примерно до 2  M _☉ это происходит всего через несколько миллионов лет после того, как звезда становится субгигантом. Звезды более массивные , чем 2  M _☉ имеют ядро выше предела Шёнберг-чандрасекаровский прежде чем они покинут главную последовательность.

Гигантские звезды

Различия в строении звезды на главной последовательности , на ветви красного гиганта и на горизонтальной ветви

Когда-то запас водорода в ядре маломассивной звезды, по крайней мере, 0,25  М _☉ истощен, он оставит главную последовательность и развиваться вдоль ветви красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела . Те развивающиеся звезды с примерно 1,2  M _☉ будут _{сжимать} свое ядро ​​до тех пор, пока водород не начнет плавиться через цепочку pp вместе с оболочкой вокруг инертного гелиевого ядра, проходящего вдоль ветви субгигантов . 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. Неядерные звезды с конвекцией выше 1,2  M _☉ , которые поглотили водород своего 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 яркости по мере того, как она поднимается вверх по ветви красных гигантов.

Для звезд в диапазоне масс 0,4–1,5  M _☉ , гелиевое ядро вырождается еще до того, как станет достаточно горячим, чтобы гелий начал термоядерный синтез. Когда плотность вырожденного гелия в ядре достаточно высока - около10 × 10 ⁶  г см ^-3 с температурой около10 × 10 ⁸  К - происходит ядерный взрыв, известный 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. В гелий сплавления сердечника расширяется, с уменьшением плотности до приблизительно 10 ³ - 10 ⁴ г см ^-3 , в то время как звездная оболочка подвергается сжатию. Теперь звезда находится на горизонтальной ветви , и фотосфера показывает быстрое уменьшение светимости в сочетании с увеличением эффективной температуры .

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 по 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. В звездных массах выше2,25  М _☉ , ядро не становится вырожденным до начала синтеза гелия. Следовательно, по мере старения звезды ядро ​​продолжает сжиматься и нагреваться до тех пор, пока в центре не будет поддерживаться тройной альфа-процесс , превращающий гелий в углерод. Однако большая часть энергии, генерируемой на этой стадии, по-прежнему поступает из водородной термоплавкой оболочки.

Для звезд выше 10  M _☉ , гелий слияние в ядре начинается сразу же , как основная последовательность подходит к концу. Вокруг гелиевого сердечника сформированы две оболочки с плавлением водорода: внутренняя оболочка из тонкого цикла CNO и внешняя оболочка из полипропиленовой цепи.

Смотрите также

• Солнечное ядро
• Звездная эволюция

использованная литература

Библиография