Главная последовательность — Википедия

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[править | править код]

Основные свойства[править | править код]

Светимости, радиусы и температуры звёзд главной последовательности варьируют в довольно широком диапазоне: встречаются светимости от 10⁻⁴ до 10⁶ L_⊙ (и абсолютные звёздные величины от −6^m до +16^m[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]. 90 % всех звёзд, в том числе и Солнце, принадлежит главной последовательности, что обусловлено большой длительностью этой стадии эволюции (см. ниже^[⇨])^[6].

Вышеперечисленные параметры определяются в первую очередь массой звезды. На них влияют и другие свойства звезды, но в гораздо меньшей степени, чем масса (см. ниже^[⇨])^[7]. Если считать звезду абсолютно чёрным телом, то её светимость ${\displaystyle L}$ пропорциональна квадрату радиуса ${\displaystyle R}$ и четвёртой степени эффективной температуры ${\displaystyle T}$ по закону Стефана — Больцмана^[6]:

${\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T^{4},}$

где ${\displaystyle \sigma }$ — 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 ${\displaystyle L\propto M^{\alpha }}$, где ${\displaystyle \alpha =3}$, однако для реальных звёзд ${\displaystyle \alpha }$ может принимать значения от 1 до 5 в разных диапазонах масс^[8]. Связь массы и радиуса звезды часто описывается похожим соотношением — ${\displaystyle R\propto M^{\beta }}$, где ${\displaystyle \beta }$ 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 ограничивают 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].

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][15]. Также эти звёзды содержат небольшое количество более тяжёлых элементов^[16]. Со временем доля гелия в центре возрастает вследствие идущих термоядерных реакций^[17].

Звёзды главной последовательности принято называть «карликами» вне зависимости от их размера^[18] — например, Солнце является жёлтым карликом. Тем не менее, отличие от звёзд-гигантов по светимости прослеживается только для звёзд поздних спектральных классов. Звёзды главной последовательности классов O, B, A и F на диаграмме Герцшпрунга — Рассела располагаются практически там же, где и гиганты этих спектральных классов^[1][19]. Кроме того, не все звёзды, называемые карликами, относятся к главной последовательности: к примеру, белые карлики или коричневые карлики не являются звёздами главной последовательности^[20].

Вариации температур и светимостей[править | править код]

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^[21]. Таким образом, звезда меняет своё положение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела ещё тогда, когда находится на главной последовательности, до схода с неё^[22]. Например, 4,5 миллиарда лет назад Солнце, уже будучи звездой главной последовательности, имело светимость около 70 % от современной^[23].

Другие явления, такие, как быстрое вращение также могут повлиять на смещение звезды относительно главной последовательности^[24]. 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—2^m слабее, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов^[25]. 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^[26]. Все эти обстоятельства обеспечивают звёздам главной последовательности некоторый разброс на диаграмме цвет — светимость, особенно в области ранних спектральных классов^[22].

Строение[править | править код]

Ядро является наиболее плотной и горячей частью звезды, в которой происходят ядерные реакции и выделяется энергия (см. ниже^[⇨])^[7]. 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^[12][27].

У звёзд больших масс энерговыделение сильно сосредоточено к центру: например, в звезде массой 10 M_⊙ 90 % энергии выделяется во внутренних 10 % массы звезды, а в звезде массой 1 M_⊙ такая же доля энергии выделяется во внутренних 70 % массы^[28]. Поэтому в ядре градиент температуры достаточно велик и у звёзд с массами более 1,5 M_⊙ 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 M_⊙ конвективное ядро полностью исчезает. Таким образом, в диапазоне масс 1,15—1,5 M_⊙ 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 M_⊙ она распространяется на весь объём звезды^[29][30] — маломассивные звёзды являются полностью конвективными^[27][31].

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^[30]. Структура звезды может меняться со временем: по мере накопления гелия прозрачность вещества увеличивается, что может приводить к остановке конвекции в ядрах маломассивных звёзд^[32].

Энерговыделение[править | править код]

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 M_⊙, второй же вносит основной вклад в светимость более массивных звёзд^[33].

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^[27][34].

Диапазон температур в центрах звёзд довольно невелик: например, для звезды с массой 0,1 M_⊙ температура в ядре составляет 4 миллиона кельвинов, а для звезды с массой 50 M_⊙ — 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 M_⊙), у Солнца с центральной температурой в 16 миллионов кельвинов только 10% энергии выделяется в CNO-цикле^[27][34][35].

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 10⁻¹⁰—10⁻⁹ 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^[36].

Эволюция[править | править код]

Переход на главную последовательность[править | править код]

Звёзды попадают на стадию главную последовательность после стадии протозвезды, во время которой звезда выделяет энергию за счёт собственного сжатия, но в его конце в ядре звёзды начинается термоядерный синтез. Первоначально сгорают литий и бериллий, после чего начинается синтез гелия из водорода, который какое-то время сопровождается сгоранием дейтерия и гелия-3. Когда мощность этих реакций сравнивается со светимостью звезды, она прекращает сжиматься. Вскоре после этого достигается равновесие между расходом и выработкой дейтерия и гелия-3, а единственным источником энергии звезды становятся термоядерные реакции с участием водорода. Принято считать, что в этот момент звезда попадает на главную последовательность и отсчитывать от него возраст звезды. Область диаграммы Герцшпрунга — Рассела, где располагаются звёзды нулевого возраста, называется начальной главной последовательностью или главной последовательностью нулевого возраста. Она расположена в нижней части главной последовательности — со временем звёзды становятся ярче^[7][37][38].

Эволюция на главной последовательности[править | править код]

При сгорании водорода в ядре звезды накапливается гелий — в зависимости от массы звезды и расположения конвективной зоны он может как равномерно распределяться по всему объёму звезды, так и оставаться внутри ядра. В любом случае, пока звезда находится на главной последовательности, реакции с участием гелия не идут, а концентрация водорода падает. Чтобы компенсировать падение темпа реакций, ядро звезды сжимается и нагревается, что в итоге приводит к увеличению светимости. Повышение светимости сочетается с уменьшением температуры поверхности для массивных звёзд и её ростом для маломассивных — звезда отходит от начальной главной последовательности^[39].

Так, например, за время пребывания на главной последовательности Солнце увеличит свою светимость более чем в 3 раза: 4,5 миллиарда лет назад Солнце находилось на начальной главной последовательности и имело светимость 0,7 L_⊙, а через 6,4 миллиарда лет, когда водород в ядре будет исчерпан, оно сойдёт с главной последовательности, имея светимость 2,2 L_⊙. Радиус Солнца за время этой стадии увеличится от 0,9 до 1,6 R_⊙^[23].

Сход с главной последовательности[править | править код]

Хотя у всех звёзд главной последовательности накапливается гелий, что в определённый момент приводит к прекращению реакций в ядре, звёзды разной массой завершают эту стадию эволюции по-разному^[30][40].

Звёзды с массами более 1,2—1,3 M_⊙ имеют конвективное ядро достаточных размеров, чтобы в его границах проходили все термоядерные реакции. Ядра таких звёзд химически однородны, и, как следствие, когда доля водорода в ядре падает ниже некоторого предела, реакции прекращаются сразу во всём ядре. Начинается общее сжатие, за счёт которого звезда излучает, при этом она нагревается и становится немного ярче — на диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда движется вверх и влево, описывая так называемый крюк (англ. hook)^[41]. Благодаря сжатию слои вокруг гелиевого ядра становятся достаточно горячими и плотными, чтобы там началось горение водорода. Сжатие прекращается, а звезда сходит с главной последовательности и становится субгигантом^[30][42][43].

У менее массивных звёзд, с массами менее 1,2—1,3 M_⊙, но более 0,2 M_⊙, конвективное ядро имеет либо слишком малый размер, либо отсутствует, а источники энергии в гораздо меньшей степени сосредоточены в центре. В результате в различных областях звезды водород расходуется с разной скоростью, а звезда оказывается химически неоднородна. В самом центре звезды водород исчерпывается в первую очередь, но в других областях его горение продолжается, поэтому общего сжатия не происходит. В первое время образование гелиевого ядра не влияет на наблюдаемую эволюцию звезды и она не сходит с главной последовательности. Лишь когда ядро становится достаточно массивным и начинает сжиматься, а внешние слои — расширяться и охлаждаться, считается, что звезда переходит на ветвь субгигантов^[23][43][44].

Звёзды наименьшей массы — менее 0,2 M_⊙, полностью конвективны и остаются химически однородными на протяжении практически всей своей эволюции^[29][30]. По мере накопления гелия такие звёзды — красные карлики — становятся ярче и горячее и превращаются в голубые карлики, а затем, когда водород во всей звезде исчерпывается — в белые карлики. Однако из-за очень большого срока жизни таких звёзд, который должен превышать возраст Вселенной (см. ниже^[⇨]), заметно проэволюционировавшие звёзды малых масс не наблюдаются — имеются лишь теоретические расчёты эволюции таких звёзд^[32][45][46].

Длительность стадии главной последовательности[править | править код]

Срок нахождения звезды на главной последовательности определяется количеством энергии, которое звезда может получить, сжигая водород в ядре, и её светимостью. При делении одной величины на другую получается время, называемое ядерной временной шкалой. Например, если Солнце сможет сжечь в ядре около 10 % своей массы, а при превращении водорода в гелий только 0,7 % массы вещества переходит в энергию, то ядерная временная шкала для Солнца ${\displaystyle t_{\odot }}$ может быть оценена как^[47]:

${\displaystyle t_{\odot }\approx {\frac {0.007\cdot 0.1M_{\odot }c^{2}}{L_{\odot }}},}$

где ${\displaystyle M_{\odot }}$ — масса Солнца, ${\displaystyle L_{\odot }}$ — солнечная светимость, ${\displaystyle c}$ — скорость света. Величина ${\displaystyle t_{\odot }}$ получается равной порядка 10¹⁰ лет. Из таких же соображений ядерную временную шкалу ${\displaystyle t}$ можно оценить и для других звёзд^[47]:

${\displaystyle t\approx t_{\odot }{\frac {M}{M_{\odot }}}{\frac {L_{\odot }}{L}},}$

где ${\displaystyle M,L}$ — соответственно масса и светимость выбранной звезды. Для звёзд главной последовательности светимость возрастает быстрее массы, поэтому, чем больше масса звезды, тем меньше её срок её нахождения на этой стадии. Если грубо принять соотношение масса — светимость за ${\displaystyle L\propto M^{4}}$ для большинства звёзд, то время жизни будет зависеть от массы как ${\displaystyle t\propto M^{-3}}$. Для наиболее массивных звёзд соотношение приближается к ${\displaystyle L\propto M}$, поэтому для них срок жизни перестаёт уменьшаться с ростом массы и приходит к значению порядка нескольких миллионов лет, что очень мало по астрономическим меркам^[47][48]. Напротив, самые маломассивные звёзды могут находиться на главной последовательности до десятков триллионов лет. Такой большой срок, превышающий нынешний возраст Вселенной, достигается не только благодаря низкой светимости, но и по той причине, что самые маломассивные звёзды полностью конвективны и тратят в ядерных реакциях весь водород, который имеют^[32][45][46].

Эта особенность позволяет определять возраст звёздных скоплений с учётом того, что звёзды в них образовались практически одновременно. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела для скопления главная последовательность ограничена слева и переходит в ветвь субгигантов: самые массивные звёзды уже сошли с главной последовательности, а те звёзды, срок жизни которых совпадает с возрастом скопления, должны переходить на ветвь субгигантов и находиться на точке поворота. Чем более тусклыми и красными являются звёзды на точке поворота, тем меньше их масса и тем больше возраст скопления^[49][50].

Стадия главной последовательности также является самой длительной стадией эволюции звёзд, поэтому 90 % звёзд принадлежит именно главной последовательности^[8][51]. Это вызвано тем, что на последующих стадиях звёзды имеют значительно большую светимость и быстрее расходуют энергию. Кроме того, горение водорода обеспечивает большее энерговыделение на единицу массы, чем другие термоядерные реакции, а сам водород — наиболее распространённый элемент во Вселенной^[52]. Так, например, для Солнца с начала его формирования до превращения в белый карлик пройдёт 12,4 миллиарда лет, из которых на главной последовательности оно проведёт 10,9 миллиардов лет^[23]. При этом параметры звёзд во время стадии главной последовательности меняются слабее, чем на других стадиях, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела главная последовательность оказывается не только самой многочисленной, но и очень плотно заселённой областью^[53].

По вышеперечисленным причинам звёзды главной последовательности небольших масс представляют интерес при поиске потенциально обитаемых планет и внеземной жизни. Благодаря малой скорости изменения светимости, размер зоны обитаемости вокруг звезды также меняется медленно, поэтому у жизни оказывается достаточно времени для появления и развития. Звёзды главной последовательности, более массивные, чем Солнце, эволюционируют быстрее и дают планетам меньше времени для развития на них жизни. У наименее массивных звёзд наличие жизнепригодных планет также маловероятно: зона обитаемости располагается очень близко к ним, поэтому планеты с высокой вероятностью оказываются приливно синхронизированными и подвергаются сильному воздействию звёздного ветра. По этим причинам наиболее предпочтительными для возникновения жизни считаются жёлтые и оранжевые карлики^[54][55].

История изучения[править | править код]

Предпосылкой к обнаружению главной последовательности стало построение диаграммы «цвет — абсолютная звёздная величина» для некоторых звёзд. Впервые их использовали в своих работах независимо друг от друга Эйнар Герцшпрунг и Генри Расселл в 1905—1913 годах, благодаря чему такие диаграммы и подобные им стали называть диаграммами Герцшпрунга — Рассела. Оба учёных ожидали увидеть приблизительно равномерное распределение звёзд на диаграмме, но обнаружили, что большинство звёзд располагается вдоль диагональной полосы, которая и была названа главной последовательностью^[4][56]. Герцшпрунг также заметил, что звёзды поздних спектральных классов бывают либо гораздо ярче, либо гораздо тусклее, чем Солнце, и ввёл термины «гиганты» и «карлики» применительно к звёздам^[19].

В 1943 году Уильям Морган, Филипп Кинан и Эдит Келлман  (англ.) (рус. улучшили систему спектральной классификации, добавив в неё класс светимости. Усовершенствованная система получила название Йеркской системы, звёзды главной последовательности получили в ней класс светимости V. Принадлежность звезды к классу светимости стало возможно определять не только на основании светимости, но и по виду спектра, в частности, по ширине спектральных линий^[57][58][59].

Вместе с тем развивались представления о физических свойствах звёзд и их эволюции. В конце XIX века считалось, что все звёзды излучают за счёт гравитационного сжатия, но такая гипотеза была отвергнута, поскольку она не могла объяснить тот факт, что Солнце существует уже миллиарды лет. В начале XX века Артур Эддингтон выдвинул гипотезу, что звёзды излучают благодаря превращению водорода в гелий с потерей массы, а в 1930-х годах были открыты протон-протонный цикл и CNO-цикл, посредством которых такое превращение возможно^[60].

Хотя долгое время существовало представление о том, что звёзды главной последовательности и гиганты являются разными стадиями эволюции, направление эволюции не было точно известно. В 1954 году Аллан Сендидж выяснил, что звёзды становятся гигантами после стадии главной последовательности, а не наоборот. Кроме того, он обнаружил, что звёзды главной последовательности в основном эволюционируют перпендикулярно ей, а не вдоль. Таким образом, представление о главной последовательности уже приблизилось к современным^[60].

На данный момент уже разработаны подробные модели эволюции, учитывающие множество эффектов, например, вращение звезды и потеря ей массы. Большое внимание в таких моделях уделяется стадии главной последовательности^[61][62]. Исследования с помощью современных телескопов, таких как Gaia, предоставляют большие объёмы информации о звёздах, в том числе и о звёздах главной последовательности, что позволяет точно определять их свойства^[63].

Примечания[править | править код]

Литература[править | править код]

• Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
• Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y.: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
• Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations. — Chichester: John Wiley & Sons, 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.

Ссылки[править | править код]

• Iben, Icko, Jr (1967). "Stellar Evolution Within and Off the Main Sequence". Annual Review of Astronomy and Astrophysics^[en]. Palo Alto: Annual Reviews. 5: 571. Bibcode:1967ARA&A...5..571I. doi:10.1146/annurev.aa.05.090167.003035.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
• Bahcall, John N.; Pinsonneault, M.H.; Basu, Sarbani (2001). "Solar Models: Current Epoch and Time Dependences, Neutrinos, and Helioseismological Properties". The Astrophysical Journal. Bristol: IOP Publishing. 555 (2): 990—1012. arXiv:astro-ph/0010346. Bibcode:2001ApJ...555..990B. doi:10.1086/321493.

Эта статья входит в число избранных статей русскоязычного раздела Википедии.