Главная последовательность

Главная последовательность — стадия эволюции звёзд, а также область на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, образованная звёздами на этой стадии, и соответствующий класс светимости.

На главную последовательность звёзды попадают после стадии протозвезды — когда их единственным источником энергии становятся термоядерные реакции синтеза гелия из водорода, идущие в ядре. В этот момент возраст звезды считается нулевым и она находится на так называемой начальной главной последовательности. По мере исчерпания водорода звезда становится немного ярче, отходит от начальной главной последовательности и, когда в ядре не остаётся водорода, звезда окончательно покидает главную последовательность, причём то, как это происходит, зависит от массы звезды. Однако в любом случае дальнейшие стадии эволюции длятся гораздо меньше, чем стадия главной последовательности, и, как следствие, абсолютное большинство звёзд во Вселенной, включая Солнце, принадлежит главной последовательности. Планетные системы звёзд главной последовательности с небольшой массой представляют интерес при поиске обитаемых планет — ввиду длительного существования и стабильных размеров зоны обитаемости.

Главная последовательность была впервые обнаружена и описана в начале XX века в нескольких независимых работах, в которых строилась диаграмма спектр — светимость. В середине XX века была выяснена природа и эволюция звёзд главной последовательности.

На диаграмме Герцшпрунга — Рассела главная последовательность проходит по диагонали: из верхнего левого угла (высокие светимости, синий цвет) в правый нижний угол (низкие светимости, красный цвет). Таким образом, значения масс, размеров, температур и светимостей звёзд главной последовательности тесно связаны друг с другом и лежат в довольно широком диапазоне.

Свойства

Основные свойства Светимости, радиусы и температуры звёзд главной последовательности варьируют в довольно широком диапазоне: встречаются светимости от до (и абсолютные звёздные величины от −6m до +16m), радиусы — от 0,1 до более чем 10 , температуры — от 3 до 50 тысяч K. Тем не менее, эти величины тесно связаны, в результате чего звёзды главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рассела образуют диагональную полосу, проходящую от ярких голубых звёзд к тусклым красным. Звёзды главной последовательности имеют класс светимости V. 90 % всех звёзд, в том числе и Солнце, принадлежит главной последовательности, что обусловлено большой длительностью этой стадии эволюции (см. ниже).

Вышеперечисленные параметры определяются в первую очередь массой звезды. На них влияют и другие свойства звезды, но в гораздо меньшей степени, чем масса (см. ниже). Если считать звезду абсолютно чёрным телом, то её светимость пропорциональна квадрату радиуса и четвёртой степени эффективной температуры по закону Стефана — Больцмана:

где  — постоянная Стефана — Больцмана. Этот закон применим ко всем звёздам, а не только к звёздам главной последовательности. Для звёзд главной последовательности масса и светимость связаны одноимённым соотношением: теоретически его можно оценить как , где , однако для реальных звёзд может принимать значения от 1 до 5 в разных диапазонах масс. Связь массы и радиуса звезды часто описывается похожим соотношением — , где принимает значения не более 1 в разных диапазонах масс, но иногда это соотношение приближают более сложными функциями.

В результате все четыре параметра оказываются тесно связанными. Теоретические ограничения на массу ограничивают диапазоны остальных параметров звёзд. Максимальная масса устойчивых звёзд составляет около 120 . Хотя известны более массивные звёзды, они оказываются неустойчивыми, пульсируют и теряют массу, выбрасывая вещество в открытый космос, пока не становятся устойчивыми. Нижний предел массы — около 0,08 : при меньшей массе звезда не способна поддерживать горение водорода в своих недрах и является коричневым карликом, а не звездой.

+Параметры звёзд главной последовательности Масса, Светимость, Радиус, Температура, KСпектральный классПримеры1201,815,853300O3851,013,250700O36053000010,648200O4402400008,643700O525790006,638000O720450005,835000O8 15 20000 4,9 31000 B0Бекрукс12 10000 4,3 28100 B19 4100 3,7 24200 B2Спика7 1800 3,3 20900 B35 550 2,7 17200 B44 240 2,4 14900 B5Ахернар3 81 2,0 12200 B7Регул 2,5 39 1,84 10700 B9 Сириус2 16 1,64 9080 A2Фомальгаут1,7 8,0 1,52 7960 A7Альтаир1,35 4,0 1,2 6400 F5Процион1,08 1,45 1,05 5900 G0Альфа Центавра A1 1 1 5800 G2Солнце0,95 0,7 0,91 5600 G5Мю Кассиопеи0,850,440,875300G8Тау Кита0,830,360,835100K00,780,280,794830K2Эпсилон Эридана0,680,180,744370K5Альфа Центавра B0,330,030,363400M2Лаланд 211850,200,00050,213200M4Росс 1280,100,00020,123000M6Вольф 359 При формировании звёзды главной последовательности однородны и состоят в основном из водорода (около 91 % по количеству частиц, 75 % по массе) и гелия (около 9 % по числу частиц, 25 % по массе) — их состав близок к составу межзвёздной среды. Также эти звёзды содержат небольшое количество более тяжёлых элементов. Со временем доля гелия в центре возрастает вследствие идущих термоядерных реакций.

Звёзды главной последовательности принято называть «карликами» вне зависимости от их размера — например, Солнце является жёлтым карликом. Тем не менее, отличие от звёзд-гигантов по светимости прослеживается только для звёзд поздних спектральных классов (правая часть диаграммы). Звёзды главной последовательности классов O, B, A и F на диаграмме Герцшпрунга — Рассела располагаются практически там же, где и гиганты этих спектральных классов. Кроме того, не все звёзды, называемые карликами, относятся к главной последовательности: к примеру, белые карлики или коричневые карлики не являются звёздами главной последовательности.

Вариации температур и светимостей При сгорании водорода в ядре звёзд образуется гелий, с которым в период, пока звезда находится на стадии главной последовательности, не проходят никакие термоядерные реакции. Водорода в ядре остаётся меньше, из-за чего звезда вынуждена постепенно сжиматься, чтобы компенсировать падение темпа реакций. Это увеличивает давление в ядре, и, следовательно, мощность энерговыделения и светимость звезды. Таким образом, звезда меняет своё положение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела ещё тогда, когда находится на главной последовательности, до схода с неё. Например, 4,5 миллиарда лет назад Солнце, уже будучи звездой главной последовательности, имело светимость около 70 % от современной.

Другие явления, такие, как быстрое вращение также могут повлиять на смещение звезды относительно главной последовательности. На светимость и температуру поверхности также влияет металличность звезды. Выделяют отдельный класс звёзд, называемый субкарликами: они выделяют энергию за счёт горения водорода в ядре, но это старые звёзды, бедные тяжёлыми элементами. Из-за этого субкарлики имеют звёздные величины на 1—2m слабее, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов. Наконец, среди звёзд главной последовательности существуют переменные звёзды, например, переменные типа Дельты Щита, которые, в силу переменности, с некоторым периодом меняют своё положение на диаграмме. Все эти обстоятельства обеспечивают звёздам главной последовательности некоторый разброс на диаграмме цвет — светимость, особенно в области ранних спектральных классов.

Строение

Ядро является наиболее плотной и горячей частью звезды, в которой происходят ядерные реакции и выделяется энергия (см. ниже). Энергия из ядра может переноситься к поверхности двумя основными способами: конвекцией — перемешиванием вещества, и лучистым переносом — последовательным поглощением и переизлучением фотонов. Конвекция появляется только в том случае, если лучистый перенос неспособен быстро переносить энергию и в какой-то области звезды образуется достаточно большой градиент температуры, что делает её неустойчивой к конвекции.

У звёзд больших масс энерговыделение сильно сосредоточено к центру: например, в звезде массой 10 90 % энергии выделяется во внутренних 10 % массы звезды, а в звезде массой 1 такая же доля энергии выделяется во внутренних 70 % массы. Поэтому в ядре градиент температуры достаточно велик и у звёзд с массами более 1,5 ядро конвективно, а внешние слои являются областью лучистого переноса. При уменьшении массы размер конвективного ядра становится меньше и появляется конвективная зона у поверхности звезды, так как из-за более низкой температуры внешние слои становятся непрозрачными и уменьшают эффективность лучистого переноса. При массе звезды менее 1,15 конвективное ядро полностью исчезает. Таким образом, в диапазоне масс 1,15—1,5 звезда имеет две небольших конвективных зоны — в ядре и у поверхности, в то время как остальные части звезды устойчивы к конвекции. При дальнейшем уменьшении массы звезды конвективная зона у поверхности увеличивается, и для звёзд массой менее 0,2—0,5 она распространяется на весь объём звезды — маломассивные звёзды являются полностью конвективными.

Структура звезды влияет на её эволюцию (см. ниже): например, маломассивные звёзды полностью конвективны, поэтому гелий, вырабатываемый в ядрах таких звёзд, переносится по всему их объёму. Они остаются химически однородными и продолжают термоядерный синтез до тех пор, пока весь водород в звезде не будет исчерпан. Напротив, у более массивных звёзд в определённый момент образуется гелиевое ядро, и реакции в центре прекращаются. Структура звезды может меняться со временем: по мере накопления гелия прозрачность вещества увеличивается, что может приводить к остановке конвекции в ядрах маломассивных звёзд.

Энерговыделение

Звёзды главной последовательности выделяют энергию с помощью термоядерных реакций: все они синтезируют гелий из водорода. Существует два пути синтеза гелия: протон-протонный цикл и CNO-цикл. Первый доминирует у звёзд массой менее 1,5 , второй же вносит основной вклад в светимость более массивных звёзд.

При увеличении массы звезды увеличивается температура и плотность в её ядре, а от этих параметров, в свою очередь, зависит частота термоядерных реакций, и, следовательно, мощность энерговыделения. Для протон-протонного цикла мощность пропорциональна 4-й степени температуры в ядре, а для CNO-цикла — 17-й, поэтому при высоких температурах CNO-цикл начинает играть главную роль.

Диапазон температур в центрах звёзд довольно невелик: например, для звезды с массой 0,1 температура в ядре составляет 4 миллиона кельвинов, а для звезды с массой 50  — 40 миллионов. Эффективность протон-протонного цикла и CNO-цикла сравнивается при температуре 18 миллионов кельвинов (которая как раз достигается в звёздах с массой 1,5 ), у Солнца с центральной температурой в 16 миллионов кельвинов только 10% энергии выделяется в CNO-цикле.

У звёзд с очень низкой металличностью нуклеосинтез идёт по-другому. Одна из особенностей CNO-цикла состоит в том, что для его хода необходимо наличие углерода, азота и кислорода в веществе звезды. Если этих элементов недостаточно — менее — массы звезды, то CNO-цикл проходить не может, и единственным источником энергии остаётся протон-протонный цикл. Чтобы с его помощью выделять достаточно энергии для сохранения гидростатического равновесия, ядро звезды вынуждено сжиматься и нагреваться гораздо сильнее, чем для звезды с нормальной металличностью. В этом случае температура в центре массивных звёзд может достигать 100 миллионов кельвинов, чего уже достаточно для прохождения тройного альфа-процесса с участием гелия. В этой реакции вырабатывается углерод, и, когда его становится достаточно много, энергия начинает выделяться за счёт CNO-цикла, а температура и давление в ядре звезды понижаются до значений, наблюдаемых у нормальных звёзд. Считается, что описанный сценарий реализовывался у звёзд гипотетического населения III: они должны были сформироваться из вещества, образованного при первичном нуклеосинтезе, которое практически не содержало элементов тяжелее гелия.

Эволюция

Переход на главную последовательность