Зоряне ядро

Будова Сонця з ядром унизу

Зоряне ядро — це надзвичайно гаряча, щільна область у центрі зорі. Для звичайної зорі головної послідовності область ядра — це об'єм, де температура і тиск дають змогу виробляти енергію за допомогою термоядерного синтезу з водню в гелій. Ця енергія, своєю чергою, врівноважує масу зорі, що тисне всередину, — це процес, який автоматично підтримує умови теплової та гідростатичної рівноваги. Мінімальна температура, необхідна для зіркового синтезу водню, перевищує 10⁷ К (10), тоді як щільність у ядрі Сонця перевищує 100. Ядро оточене зоряною оболонкою, яка транспортує енергію від ядра до зоряної атмосфери, де вона випромінюється в космос.

Головна послідовність

Зорі головної послідовності великої маси мають конвективні ядра, зорі середньої маси мають радіаційні ядра, а зорі малої маси повністю конвективні.

Зорі головної послідовності відрізняються основним механізмом генерації енергії в їх центральній області, яка об'єднує чотири ядра водню в один атом гелію у процесі термоядерного синтезу. Прикладом цього класу зір є Сонце. Коли утворюються зорі з масою Сонця, область ядра досягає теплової рівноваги приблизно через 100 мільйонів (10⁸) років і стає радіаційним. Це означає, що вироблена енергія транспортується з ядра через випромінювання та провідність, а не через масовий транспорт у формі конвекції. Над цією сферичною радіаційною зоною розташована невелика зона конвекції трохи нижче зовнішньої атмосфери.

При меншій масі зорі зовнішня конвекційна оболонка займає дедалі більшу частину оболонки, а для зір із масою близько 0,35 (35 % маси Сонця) або менше (зокрема, невдалі зорі), конвективним є усе тіло зорі разом і ядром. Ці зорі дуже малої маси (VLMS) займають пізній діапазон зір головної послідовності спектрального класу M — червоних карликів. VLMS є основним зоряним компонентом Чумацького Шляху і становлять понад 70 % його загального населення. Кінець низької маси діапазону VLMS досягає приблизно 0,075, нижче якого звичайний (недейтерієвий) синтез водню не відбувається, і об'єкт позначається як коричневий карлик. Температура ядра для VLMS зменшується зі зменшенням маси, тоді як щільність збільшується. Для зорі з масою 0,1 температура ядра близько 5 при щільності близько 500. Навіть на нижній межі температурного діапазону водень і гелій в області ядра повністю іонізовані.

Логарифм відносного виходу енергії (ε) процесів протон-протон (pp), CNO та потрійного α-ядерного синтезу при різних температурах (T). Пунктирна лінія показує комбіноване генерування енергії процесами pp і CNO всередині зорі.

У зорях із масами менше близько 1,2 M_☉ виробництво енергії в зоряному ядрі відбувається переважно через протон-протонну ланцюгову реакцію —, процес, для якого потрібен лише водень. Для зір понад таку масу генерація енергії дедалі більше відбувається за рахунок CNO-циклу — процесу синтезу водню, який використовує проміжні атоми вуглецю, азоту й кисню. На Сонці лише 1,5 % чистої енергії надходить із CNO-циклу. Для зір із масою більше 1,5 M_☉, де температура ядра досягає 18 млн кельвінів (МК), половина виробництва енергії надходить від CNO-циклу, а половина — від протон-протонного ланцюга. CNO-процес більш чутливий до температури, ніж протон-протонний, водночас більша частина виробництва енергії відбувається поблизу самого центру зорі. Це зумовлює сильніший теплового градієнта, який створює конвективну нестабільність. Отже, область ядра є конвективною для зір вище приблизно 1,2 M_☉.

Для всіх мас зір у міру споживання водню в ядрі температура зростає, щоб підтримувати рівновагу тиску. Це призводить до збільшення швидкості виробництва енергії, що, своєю чергою, призводить до збільшення світності зорі. Тривалість життя основної фази злиття водню зменшується зі збільшенням маси зорі. Для зорі з масою Сонця цей період становить близько десяти мільярдів років, час життя зорі масою 5 мас Сонця — 65 мільйонів років, а якщо маса перевищує сонячну у 25 разів, період синтезу водню в ядрі становить лише шість мільйонів років. Найдовгоживучіші зорі — це повністю конвективні червоні карлики, які можуть залишатися на головній послідовності протягом сотень мільярдів років і більше.

Зорі субгіганти

Коли зоря перетворила весь водень у своєму ядрі на гелій, ядро більше не в змозі підтримувати масу зовнішніх шарів, і зоря починає руйнуватися. Ядро нагрівається і стає достатньо гарячим, щоб водень в оболонці за межами ядра почав синтез. Ядро продовжує руйнуватися, а зовнішні шари зорі розширюються. На цій стадії зоря є субгігантом. Зорі з дуже малою масою ніколи не стають субгігантами, оскільки вони повністю конвективні.

Зорі з масою приблизно від 0,4 і 1 M_☉ мають маленькі неконвективні ядра на головній послідовності та розвивають товсті водневі оболонки на субгігантській гілці. Вони проводять кілька мільярдів років на субгігантській гілці, при цьому маса гелієвого ядра повільно збільшується в результаті синтезу водневої оболонки. Згодом ядро вироджується, і зоря розширюється на гілку червоних гігантів.

Зорі з більшою масою мають принаймні частково конвективні ядра в головній послідовності, і вони розвивають відносно велике гелієве ядро перед тим, як вичерпати водень у всій конвективній області та, можливо, у більшій області через конвективне перевищення. Коли синтез ядра припиняється, ядро починає руйнуватися, і воно настільки велике, що гравітаційна енергія фактично підвищує температуру та світність зорі на кілька мільйонів років, перш ніж вона стане достатньо гарячою, щоб запалити водневу оболонку. Як тільки водень починає зливатися в оболонці, зоря охолоджується, і її вважають субгігантом. Коли ядро зорі більше не зазнає термоядерного синтезу, але його температура підтримується синтезом навколишньої оболонки, виникає максимальна маса, яка називається межею Шенберга — Чандрасекара. Коли маса перевищує цю межу, ядро руйнується, а зовнішні шари зорі швидко розширюються, перетворюючись на червоного гіганта. У зорях із масами приблизно до 2 M_☉ це відбувається лише через кілька мільйонів років після того, як зоря стає субгігантом. Зорі, масивніші за 2 M_☉, мають ядра вище межі Шенберга — Чандрасекара, перш ніж вони покинуть головну послідовність.

Зорі гіганти

Відмінності в структурі зорі на головній послідовності, на гілці червоних гігантів та на горизонтальній гілці.

Як тільки запас водню в ядрі зорі з невеликою масою виснажується, вона покидає головну послідовність і розвиватиметься вздовж гілки червоних гігантів на діаграмі Герцшпрунга — Рассела. Ті зорі, що еволюціонують, мають приблизно 1.2 M_☉ буде стискати їх ядро, доки водень не почне зливатися через pp-ланцюг разом з оболонкою навколо інертного гелієвого ядра, проходячи вздовж субгігантської гілки. Цей процес постійно збільшуватиме масу гелієвого ядра, спричиняючи підвищення температури водневої оболонки, доки вона не зможе генерувати енергію через цикл CNO. Через температурну чутливість процесу CNO ця воднева оболонка буде тоншою, ніж раніше. Неядерні конвекційні зорі вище 1.2 M_☉, які спожили водень свого ядра через процес CNO, стискають свої ядра та безпосередньо еволюціонують у гігантську стадію. Збільшення маси та щільності гелієвого ядра призведе до того, що зоря збільшиться в розмірі та світності, коли вона еволюціонує вгору по гілці червоного гіганта.

Для зір у діапазоні мас 0,4—1,5 M_☉ гелієве ядро вироджується до того, як нагріється достатньо, щоб почався синтез із гелію. Коли густина виродженого гелію в ядрі є достатньо високою — близько 10×10⁶ з температурою приблизно 10×10⁸ — відбувається ядерний вибух, відомий як «спалах гелієвого ядра». Ця подія не спостерігається за межами зорі, оскільки вивільнена енергія повністю витрачається на виведення зоряного ядра зі стану електронного виродження до нормального газового стану. Гелієве термоплавке ядро розширюється, щільність зменшується приблизно до 10³—10⁴ г/см³, тоді як оболонка зорі стискається. У цей момент зоря перебуває на горизонтальній гілці, а її фотосфера демонструє швидке зменшення світності в поєднанні зі збільшенням ефективної температури.

Див. також

• Сонячне ядро
• Зоряна еволюція

Бібліографія

 

• Bisnovatyi-Kogan, G.S. (2001), Stellar Physics: Stellar Evolution and Stability, Astronomy and Astrophysics Library, переклад: Blinov, A.Y.; Romanova, M., Springer Science & Business Media, ISBN 9783540669876
• Chabrier, Gilles; Baraffe, Isabelle (Листопад 1997), Structure and evolution of low-mass stars, Astronomy and Astrophysics, 327: 1039−1053, arXiv:astro-ph/9704118, Bibcode:1997A&A...327.1039C.
• Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library (вид. 2nd), Springer Science & Business Media, ISBN 9780387200897
• Iben, Icko (2013), Stellar Evolution Physics: Physical processes in stellar interiors, Cambridge University Press, с. 45, ISBN 9781107016569.
• Lang, Kenneth R. (2013), Essential Astrophysics, Undergraduate Lecture Notes in Physics, Springer Science & Business Media, с. 339, ISBN 978-3642359637.
• Lodders, Katharina; Fegley, Bruce Jr. (2015), Chemistry of the Solar System, Royal Society of Chemistry, с. 126, ISBN 9781782626015.
• Maeder, Andre (2008), Physics, Formation and Evolution of Rotating Stars, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, ISBN 9783540769491.
• Pradhan, Anil K.; Nahar, Sultana N. (2011), Atomic Astrophysics and Spectroscopy, Cambridge University Press, с. 226−227, ISBN 978-1139494977.
• Rose, William K. (1998), Advanced Stellar Astrophysics, Cambridge University Press, с. 267, ISBN 9780521588331
• Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005), Evolution of Stars and Stellar Populations, John Wiley & Sons, ISBN 9780470092224