Главная последовательность

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

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.

Пребывание на главной последовательности — наиболее длительный этап в эволюции звёзд. На главную последовательность звёзды попадают после стадии протозвезды — когда их основным источником энергии становятся термоядерные реакции синтеза гелия из водорода, идущие в ядре. Когда запасы водорода в ядре исчерпываются, звезда сходит с главной последовательности, а её дальнейшая эволюция уже зависит от массы. 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. Практически все звёзды в определённый момент жизни оказываются на главной последовательности — исключением являются субкарлики, которые похожи на звёзды главной последовательности, но бедны тяжёлыми элементами и имеют меньшую светимость. Планетные системы звёзд главной последовательности с небольшой массой являются объектом поиска 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

Свойства

Основные свойства

Cветимости, радиусы и температуры звёзд главной последовательности варьируются в довольно широком диапазоне: встречаются светимости от 10−4 до 106 Lабсолютные звёздные величины от −6m до +16m[1]), радиусы — от 0,1 до более чем 10 R, температуры — от 3 до 50 тысяч K[2][3]. Тем не менее, эти величины тесно связаны, в результате чего звёзды главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рассела занимают практически диагональную полосу, проходящую от ярких голубых звёзд к тусклым красным[4]. Звёзды главной последовательности имеют класс светимости V[5].

Вышеперечисленные параметры определяются в первую очередь массой звезды. На эти параметры влияют и другие свойства звезды, но в гораздо меньшей степени, чем масса (см. ниже[⇨])[6]. В том приближении, что звезда является абсолютно чёрным телом, светимость пропорциональна квадрату радиуса и четвёртой степени эффективной температуры по закону Стефана — Больцмана[7]:

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[8]. Связь массы и радиуса звезды часто описывается похожим соотношением — , где принимает значения не более 1 в разных диапазонах масс[9], но иногда это соотношение приближают более сложными функциями[10].

В любом случае выходит, что все четыре параметра оказываются тесно связанными. Теоретические ограничения на массу звёзд ограничивают и диапазон остальных параметров звёзд. Максимальная масса устойчивых звёзд составляет около 120 M. Хотя известны более массивные звёзды, они оказываются неустойчивыми, пульсируют и теряют массу, выбрасывая вещество в открытый космос, пока не становятся устойчивыми[11]. Нижний предел массы — около 0,08 M: при меньшей массе звезда неспособна поддерживать горение водорода в своих недрах и является коричневым карликом, а не звездой[12].

Параметры звёзд главной последовательности[2][3]
Масса, M Светимость, L Радиус, R Температура, K Спектральный класс Примеры
120 1,8⋅106 15,8 53300 O3
85 1,0⋅106 13,2 50700 O3
60 530000 10,6 48200 O4
40 240000 8,6 43700 O5
25 79000 6,6 38000 O7
20 45000 5,8 35000 O8
15 20000 4,9 31000 B0 Бекрукс
12 10000 4,3 28100 B1
9 4100 3,7 24200 B2 Спика
7 1800 3,3 20900 B3
5 550 2,7 17200 B4
4 240 2,4 14900 B5 Ахернар
3 81 2,0 12200 B7 Регул
2,5 39 1,84 10700 B9 Сириус
2 16 1,64 9080 A2 Фомальгаут
1,7 8,0 1,52 7960 A7 Альтаир
1,35 4,0 1,2 6400 F5 Процион
1,08 1,45 1,05 5900 G0 Альфа Центавра A
1 1 1 5800 G2 Солнце
0,95 0,7 0,91 5600 G5 Мю Кассиопеи
0,85 0,44 0,87 5300 G8 Тау Кита
0,83 0,36 0,83 5100 K0
0,78 0,28 0,79 4830 K2 Эпсилон Эридана
0,68 0,18 0,74 4370 K5 Альфа Центавра B
0,33 0,03 0,36 3400 M2 Лаланд 21185
0,20 0,0005 0,21 3200 M4 Росс 128
0,10 0,0002 0,12 3000 M6 Вольф 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[13][14]. Также эти звёзды содержат небольшое количество более тяжёлых элементов[15]. Со временем доля гелия в центре возрастает вследствие идущих термоядерных реакций[16].

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[17]. Таким образом, звезда меняет своё положение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела ещё тогда, когда находится на главной последовательности, до схода с неё[18]. Например, 4,5 миллиарда лет назад Солнце, уже будучи звездой главной последовательности, имело светимость около 70% от современной[19].

Другие явления, такие, как быстрое вращение также могут повлиять на смещение звезды относительно главной последовательности[20]. 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[21]. 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[22]. Все эти обстоятельства обеспечивают звёздам главной последовательности некоторый разброс на диаграмме цвет — светимость, особенно в области ранних спектральных классов[18].

Строение

Строение звёзд главной последовательности различных масс

Из-за того, что в звёздах должно выполняться уравнение гидростатического равновесия, температура, давление и плотность в них возрастают с глубиной. Поэтому ядерные реакции идут только в самой горячей и плотной части звезды — ядре[23].

Энергия из ядра должна каким-то образом переноситься к поверхности, чтобы сохранялось гидростатическое равновесие. В звёздах есть два основных способа передачи энергии: конвекция и лучистый перенос — последовательное поглощение и переизлучение фотонов. Конвекция позволяет быстрее переносить энергию, однако, возможна лишь в областях, которые конвективно неустойчивы. Для появления конвективной неустойчивости, в свою очередь, требуется достаточно большой температурный градиент: он возникает в случае, если вещество непрозрачно и лучистый перенос не позволяет достаточно быстро переносить энергию во внешние слои звезды[24][25].

У звёзд с массами больше 1,5 M ядро конвективно, а внешние слои являются областью лучистого переноса. При уменьшении массы появляется область конвекции у поверхности звезды, то есть в некотором диапазоне масс звезда имеет две зоны конвекции. При массе 1,15 M конвекция в ядре полностью исчезает, то есть внешние слои остаются конвективными, а внутренние слои и ядро становятся зоной лучистого переноса. При дальнейшем уменьшении массы зона лучистого переноса уменьшается и при массе в 0,35 M полностью исчезает. От этого, в свою очередь, зависит, будет ли гелий концентрироваться в её ядре или равномерно распределяться по объему, что также влияет на дальнейшую эволюцию[25][26][27].

Энерговыделение

Зависимость мощности энерговыделения (ε) от температуры (T) для p-p цикла, CNO-цикла и тройного альфа-процесса

Все звёзды главной последовательности имеют плотное и разогретое ядро, в котором происходят термоядерные реакции, а именно, синтез гелия из водорода. Из-за этого они находятся в гидростатическом равновесии, которое является устойчивым: если энерговыделение в ядре увеличится, то звезда расширится и давление в ядре упадёт, и наоборот. Несмотря на это, между звёздами главной последовательности есть некоторые качественные отличия. От массы звезды зависит то, как именно происходит синтез гелия: у звёзд легче 1,5 M практически вся энергия выделяется за счёт протон-протонного (p-p) цикла, а у более массивных звёзд — за счёт CNO-цикла[25].

Дело в том, что при увеличении массы звезды увеличивается и температура и плотность в её ядре, а от них, в свою очередь, зависит частота термоядерных реакций (а следовательно, и мощность энерговыделения). Причём для p-p цикла она пропорциональна 4-й степени температуры в ядре, а для CNO-цикла — 17-й[28]. Однако, диапазон температур в недрах звёзд меньше, чем диапазон их масс. Например, для звезды с массой 0,1 M температура в ядре составляет 4 миллиона K, а для звезды с массой 50 M — 40 миллионов, то есть, прирост массы в 500 раз приводит к увеличению температуры в центре звезды лишь в 10 раз[25].

Из-за разницы коэффициентов зависимости энерговыделения от температуры при низких температурах p-p цикл производит большую часть энергии, при температуре 18 миллионов K (которая достигается в звёздах с массой 1,5 M) циклы сравниваются в эффективности, а при большей температуре CNO-цикл выделяет больше энергии. Например, у Солнца, при температуре ядра около 16 миллионов K, CNO-цикл обеспечивает только 1,5 % выделяемой энергии[25].

Эволюция

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для двух рассеянных звёздных скоплений: M 67 и NGC 188, позволяющая определить их возраст
Приближённая зависимость времени пребывания звезды на главной последовательности от её массы
Эволюционный трек после главной последовательности для звезды с массой как у Солнца и солнечной металличностью на диаграмме Герцшпрунга — Рассела

Звёзды попадают на главную последовательность после стадии протозвезды. Момент, когда мощность излучения звезды сравнивается с мощностью термоядерных реакций внутри неё (то есть, когда энергия перестаёт вырабатываться за счёт сжатия), считается моментом попадания звезды на главную последовательность. Считается, что в этот момент у звезды нулевой возраст, и область, где расположены такие звёзды, называется начальной главной последовательностью или главной последовательностью нулевого возраста. Она расположена в нижней части главной последовательности[29][30].

Общее количество энергии, которое звезда сможет произвести в процессе синтеза гелия из водорода, ограничено, в первую очередь, количеством водорода. Если звезда находится в равновесии, то она должна излучать столько же энергии, сколько и вырабатывает. Следовательно, можно оценить время нахождения звезды на главной последовательности, поделив общий запас энергии, который выделится, если весь водород в термоядерных реакциях превратится в гелий, на её светимость. Например, для Солнца этот период составит порядка 1010 лет[31].

Для звёзд главной последовательности с массами в диапазоне 2 M < M < 20 M зависимость масса — светимость выглядит как L M3,5, похожее соотношение выполняется и для меньших масс[32]. Следовательно, у таких звёзд время нахождения на главной последовательности связано с массой как t M−2,5. Значит, более тяжёлые звёзды раньше сходят с главной последовательности и меньше живут. Тем не менее, у самых тяжёлых звёзд зависимость светимости от массы становится линейной, срок их жизни перестаёт уменьшаться с ростом массы, но составляет, по разным оценкам, от одного до нескольких миллионов лет, что очень мало с астрономической точки зрения[33][34][35]. Самые маломассивные красные карлики могут жить порядка 10 триллионов лет[36].

Эта особенность позволяет определять возраст звёздных скоплений с учётом того, что звёзды в них образовались одновременно. Если построить диаграмму Герцшпрунга — Рассела для звёздного скопления, то главная последовательность будет ограничена слева и будет переходить в ветвь субгигантов — скопление живёт уже достаточно времени, чтобы самые массивные звёзды сошли с главной последовательности. Эта особенность позволяет рассчитывать возраст скопления как время нахождения на главной последовательности для звёзд на точке изгиба[37].

В течение жизни звезды в ядре постепенно накапливается гелий, который уменьшает темп реакций, и характеристики звезды меняются, чтобы сохранялось равновесие. Она постепенно отходит от начальной главной последовательности в сторону увеличения светимостей и уменьшения температур. Для звёзд средней массы стадия главной последовательности завершается, когда температура в недрах становится настолько большой, что водород начинает сгорать уже за пределами ядра. В этот момент звезда переходит на ветвь субгигантов, а через некоторое время становится красным гигантом, после чего в ней происходит гелиевая вспышка и начинается горение гелия[38][39][40]. У звёзд с большей массой также начинается горение гелия, хотя и немного другим путём[41][42].

О дальнейшей эволюции звёзд наименьшей массы имеются лишь теоретические сведения, так как потенциальный срок их жизни превышает возраст Вселенной. Считается, что звёзды с массами меньше 0,5 M не могут стать гигантами, и по мере накопления гелия в ядре звезда сжимается и нагревается, становясь голубым карликом[43].

Так или иначе, дальнейшим стадиям эволюции звезды соответствует большая светимость, чем на стадии главной последовательности. Напротив, дальнейшие термоядерные реакции, если они идут, имеют гораздо меньшее удельное энерговыделение: для горения гелия оно примерно в 10 раз меньше, чем для синтеза гелия из водорода, а для следующих реакций оно ещё меньше. Из-за этого дальнейшие стадии эволюции звёзд проходят гораздо быстрее, чем стадия главной последовательности: к примеру, для Солнца стадия красного гиганта займёт около 130 миллионов лет — примерно на два порядка меньше, чем стадия главной последовательности[44][45]. У большинства звёзд ситуация аналогичная, поэтому абсолютное их большинство, до 90 %, находится на главной последовательности[33].

История изучения

К началу XX века астрономы стали получать всё больше информации о типах звёзд и расстоянии до них. В частности, развивалась спектроскопия, что позволило искать закономерности в звёздных спектрах и классифицировать их. Наконец, к 1901 году Пикеринг и Кэннон, работавшие в Гарвардской обсерватории, разработали и опубликовали метод классификации звёзд по спектрам, названный Гарвардской классификацией. В 1943 году Уильям Морган и Филипп Кинан немного её улучшили: дополнительно она стала включать класс светимости от I до V. Звёздам главной последовательности в ней соответствовал класс V. Эта система классификации получила название Йеркской и используется до сих пор[46][47].

В 1906 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг заметил, что самые красные звёзды — спектральных классов K и M — делятся на две группы по светимости: одни значительно ярче Солнца, а другие значительно тусклее. Эти классы были названы соответственно «гигантами» и «карликами». В следующем году он изучал звёздные скопления: это было удобно, так как звёзды одного скопления находятся почти на одном расстоянии от Земли. Он опубликовал диаграммы «цвет-светимость», в которых везде обнаруживалась последовательность (именно она стала главной последовательностью) звёзд от красных и тусклых до голубых и ярких[48]. В Принстонском университете, независимо от Герцшпрунга, похожим исследованием занимался Генри Норрис Рассел. Он составлял подобные диаграммы, но не для отдельных скоплений, а для различных звёзд, делая поправку на их расстояние, чтобы получить абсолютную звёздную величину. Он получил похожие результаты и выяснил, что для звёзд-карликов по их спектральному классу можно с достаточной точностью оценивать светимость[49]. Сам термин «диаграмма Герцшпрунга — Рассела» появился позже, благодаря датскому астроному Бенгту Стрёмгрену: в 1933 году он предложил так называть любую диаграмму «спектр-светимость»[50].

Исторически сложилось, что звёзды главной последовательности также называют «звёздами-карликами»[51][52]. Однако это иногда приводит к путанице. Хотя красные, оранжевые и жёлтые звёзды главной последовательности действительно значительно меньше других звёзд того же цвета, и потому называются «карликами», для звёзд спектральных классов O, B, A и F это неверно: звёзды главной последовательности этих классов гораздо меньше отличаются от «гигантских», а для самых горячих звёзд разница и вовсе незаметна. Такие звёзды различают по их спектрам: у звёзд, сошедших с главной последовательности, и у звёзд, находящихся на ней, различаются линии поглощения[53]. Более того, термины «белый карлик» и «голубой карлик» вообще не относятся к звёздам главной последовательности: первый относится к остаткам звёзд, в которых уже не идёт термоядерный синтез, а второй — к гипотетическому классу звёзд, в которые со временем должны превращаться красные карлики[54][43].

Примечания

  1. Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71. Cambridge University Press. Дата обращения: 1 апреля 2021.
  2. 1 2 Сурдин, 2015, с. 151.
  3. 1 2 Батурин В. А., Миронова И. В. Звезды: их строение, жизнь и смерть. Главная последовательность. Астронет. Дата обращения: 1 апреля 2021.
  4. Karttunen et al., 2007, pp. 215—216.
  5. Кононович, Мороз, 2004, с. 377.
  6. Кононович, Мороз, 2004, с. 394.
  7. Сурдин, 2015, с. 148—149.
  8. Сурдин, 2015, с. 149.
  9. Постнов К. А. Лекции по Общей Астрофизике для Физиков. Соотношения для звезд главной последовательности. Астронет.
  10. Eker Z., Bakis V., Bilir S., Soydugan F., Steer I. Interrelated main-sequence mass-luminosity, mass-radius, and mass-effective temperature relations // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2018-10-01. — Т. 479. — С. 5491–5511. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/sty1834.
  11. Ziebarth K. On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars // The Astrophysical Journal. — 1970-12-01. — Т. 162. — С. 947. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/150726.
  12. Karttunen et al., 2007, p. 247.
  13. Сурдин В. Г. Межзвездная среда. Астронет.
  14. Сурдин, 2015, с. 124.
  15. Chemical Composition. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 1 апреля 2021.
  16. Karttunen et al., 2007, p. 249.
  17. Salaris, Cassisi, 2005, p. 124.
  18. 1 2 Холопов П. Н. Звёздные скопления. Учет эволюционных эффектов. Проблема определения начальной главной последовательности. Астронет.
  19. Sackmann I. J., Boothroyd A. I., Kraemer K. E. Our Sun. III. Present and Future // The Astrophysical Journal. — 1993-11-01. — Т. 418. — С. 457. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/173407.
  20. Sweet P. A., Roy A. E. The Structure of Rotating Stars. I // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1953-12-01. — Т. 113, вып. 6. — С. 701–715. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/113.6.701.
  21. Юнгельсон Л. Р. Субкарлики. Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 1 апреля 2021.
  22. Самусь Н. Н. Переменные звезды. Пульсирующие звёзды. Астрономическое наследие.
  23. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 243. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  24. Киппенхан Р. 100 миллиардов солнц: рождение, жизнь, и смерть звёзд. — Мир. — Москва, 1990. — ISBN 5-03-001195-1.
  25. 1 2 3 4 5 Main-Sequence Stars.
  26. Строение звёзд главной последовательности. Астронет.
  27. Pavel Kroupa. The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems (англ.) // Science. — 2002.
  28. Main Sequence Stars.
  29. Hansen, Carl J. & Kawaler, Steven D. (1999), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, с. 39, ISBN 978-0387941387, <https://books.google.com/books?id=m-_6LYuUbUkC&pg=PA39> 
  30. Clayton, Donald D. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis (англ.). — University of Chicago Press, 1983. — ISBN 978-0-226-10953-4.
  31. Stellar evolution on the main sequence.
  32. Mass-Luminosity Relationship.
  33. 1 2 Главная последовательность. Астронет.
  34. The Eddington Limit (Lecture 18). jila.colorado.edu (2003). Дата обращения: 22 января 2019.
  35. Сергей Попов. Глава 4 // Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной. — 2018. — 400 с. — ISBN 5961450481.
  36. Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. The End of the Main Sequence (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing.
  37. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 441. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  38. Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум. — 6-е. — Москва: Наука, 1987.
  39. Leo Girardi, Alessandro Bressan, Gianpaolo Bertelli, Cesare Chiosi. Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: from 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03 (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences.
  40. Эволюция звезд после главной последовательности. Астронет.
  41. Stellar structure and evolution.
  42. Красные гиганты. Астронет. Астронет.
  43. 1 2 Adams, F. C.; Bodenheimer, P.; Laughlin, G. M dwarfs: planet formation and long term evolution. Astronomische Nachrichten.
  44. Prialnik, Dina. An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution (англ.). — Cambridge University Press, 2000. — ISBN 978-0-521-65937-6.
  45. Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert. Distant future of the Sun and Earth revisited (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2008. — May (vol. 386, no. 1). — P. 155—163. — doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. — Bibcode2008MNRAS.386..155S. — arXiv:0801.4031.
  46. Longair, Malcolm S. The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology (англ.). — Cambridge University Press, 2006. — P. 25–26. — ISBN 978-0-521-47436-8.
  47. Morgan, W. W.; Keenan, P. C.; Kellman, E. An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification (англ.). — Chicago, Illinois: The University of Chicago press, 1943.
  48. Twentieth Century Physics / Brown, Laurie M.; Pais, Abraham (англ.); Pippard, A. B. (англ.). — Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics, 1995. — С. 1696. — ISBN 978-0-7503-0310-1.
  49. Russell, H. N. "Giant" and "dwarf" stars (англ.) // The Observatory (англ.). — 1913. — Vol. 36. — P. 324—329. — Bibcode1913Obs....36..324R.
  50. Strömgren, Bengt. On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 1933. — Vol. 7. — P. 222—248. — Bibcode1933ZA......7..222S.
  51. The Hertzsprung Russell Diagram.
  52. The Hertzsprung-Russell Diagram.
  53. Patrick Moore. The Amateur Astronomer. — Springer, 2006. — ISBN 978-1-85233-878-7.
  54. Белые карлики и нейтронные звезды. Астронет.

Литература