Hlavní sekvence

V astronomii je hlavní posloupností spojitý a zřetelný pás hvězd, které se objevují na diagramech, kde úsečka je barevný index B-V  a souřadnice svitu nebo naopak absolutní velikost hvězd. Tyto diagramy barevné svítivosti jsou známé jako „  Hertzsprung-Russell diagramy  “, po jejich spoluautorech Ejnar Hertzsprung a Henry Norris Russell . Hvězdy v tomto pásmu jsou známé jako hvězdy hlavních sérií nebo „trpasličí hvězdy“. Asi 90% hvězd pozorovaných nad 0,5  M ☉ je tedy na hlavní posloupnosti .

Hlavní posloupnosti také označuje hlavní fázi evoluce hvězdou je  : to je v této době, že její vlastnosti odpovídají vlastnostem v hlavní posloupnosti o Hertzsprung-Russell diagram, a tím, že je ve skutečnosti tam zastoupena.

Vysoký podíl hvězd na hlavní sekvenci je způsoben skutečností, že tato sekvence odpovídá fázi fúze vodíku na hélium, která trvá většinu celkové životnosti hvězdy (kvůli převaze vodíku v počátečním složení, a také proto, že fúze vodíku na helium je nejexenergetičtější z reakcí jaderné fúze).

Dějiny

Na začátku XX th  století, začneme mít více spolehlivé informace o typu a vzdálenosti hvězd  : ukázali spektra (v té době, jeho viditelná část ) různých struktur. Annie Jump Cannon a Edward Charles Pickering z Harvard College Observatory ( Harvard University Observatory ) poté odvodí klasifikační metodu, známou jako Harvardův klasifikační systém , publikovanou v Annals of Harvard v roce 1901.

V Postupimi v roce 1906 si dánský astronom Ejnar Hertzsprung všiml, že nejčervenější hvězdy klasifikované K a M na Harvardově diagramu lze rozdělit do dvou zcela samostatných skupin:

Následující rok začal studovat hvězdokupy  ; to znamená velké vzorky hvězd, které jsou všechny zhruba ve stejné vzdálenosti (charakteristikou kupy je seskupení velmi mnoha hvězd na malém prostoru). Publikuje první světelné versus barevné diagramy pro tyto hvězdy. Tyto diagramy ukazují jasnou a spojitou sérii hvězd, kterou nazývá „hlavní sekvence“.

Na Princeton University , Henry Norris Russell pokračoval ve výzkumu ve stejném směru. Studuje vztah mezi spektrální klasifikací a absolutní světelností, absolutní velikostí . Za tímto účelem používá vzorek spolehlivých hvězd paralaxy , z nichž mnohé byly klasifikovány na Harvardu. Když klasifikuje spektrální typy těchto hvězd podle jejich absolutní velikosti, zjistí, že trpasličí hvězdy sledují přesně definovaný vztah. To mu umožňuje předpovídat absolutní velikost hvězdy s relativní přesností.

Mezi červenými hvězdami pozorovanými Hertzsprungem trpaslíci také sledují vztah barev a světelnosti objevený Russellem. Ale protože obři jsou mnohem jasnější než trpaslíci, nenásledují stejný vztah. Russell navrhuje, aby „obří hvězdy by měly mít nízkou hustotu nebo vysokou povrchovou svítivost, a naopak pro trpaslíků . “ Stejný diagram také ukazuje, že existuje několik vzácných bílých hvězd, které jsou velmi matně osvětlené.

Bylo to v roce 1933, kdy Bengt Strömgren zavedl výraz „Hertzsprung-Russellův diagram“, aby označil diagram ukazující světelnost jako funkci spektrální třídy . Tento název odkazuje na vývoj této techniky paralelně Hertzsprungem a Russellem na počátku století.

Hlavní sekvence

Vogt-Russell teorém , který byl vypracován v roce 1930, vytváří vztah mezi hmotností hvězdy na jedné straně, a poloměr a světelnou účinnost této hvězdy na straně druhé. Vzhledem k tomu, že HR diagram používá tyto stejné hodnoty, lze odvodit hmotnost a poloměr hvězdy z její polohy v diagramu (později však bylo zjištěno, že věta již není přesná, pokud složení hvězdy není stejnoměrné ).

Vylepšený systém pro hvězdnou klasifikaci , známý jako „MK“, publikovali v roce 1943 WW Morgan a PC Keenan. Klasifikace MK dává každé hvězdě spektrální typ založený na Harvardově klasifikaci - a třídu svítivosti. Harvardská klasifikace byla vyvinuta přiřazením písmen hvězdným typům na základě důležitosti různých linií ve vodíkovém spektru, než byl znám vztah mezi spektrem a teplotou. Pokud je uspořádáme podle teploty a odstraněním duplikátů, získáme spektrální typy jako funkci snižování teplot s barvami od modré po červenou: sekvence se změní na O, B, A, F, G, K a M Třídy svítivosti se pohybují od I do V, v pořadí podle klesající svítivosti. Hvězdy zářivosti V tvoří hlavní sekvenci.

Hvězdy hlavní sekvence

Když protostar tvoří v kolapsu jednoho obřího molekulárního oblaku plynu a prachu v místním mezihvězdném ( stellogenesis ), je nejprve homogenní a sestává z přibližně 70% vodíku a 28% vodíku. " Helium , a stopy jiných prvků. Počáteční hmotnost hvězdy závisí na místních podmínkách v oblaku.

Během tohoto počátečního kolapsu byla rodící se hvězda známá jako předchůdce hlavní sekvence uvolňuje energii (zejména v kinetické a teplotní formě) z výsledného vnitřního tlaku. Když protostar dosáhne hustoty dostatečné pro průchod Coulombovy bariéry , proces jaderné fúze začne přeměňovat vodík na helium v jádru, a tím uvolňovat více odstředivé energie , která bude postupně vyrovnávat v podstatě dostředivou gravitační energii .

Hustota hvězdy se stabilizuje a jaderná fúze vodíku se stává dominantním procesem výroby energie.

Vyrovnaný

Poté, co se vytvoří hvězda, vytváří energii ve své horké pevným jádrem, které jaderné fúze z vodíku jader do hélia jádra . Během tohoto období života hvězdy je na hlavní posloupnosti HR diagramu, v bodě definovaném hlavně její hmotností, s některými korekcemi hlavně kvůli jejímu chemickému složení. Rozložení hmot nově vzniklých hvězd je popsán empiricky pomocí počáteční funkce hmotnostní .

Všechny hvězdy v hlavní sekvenci mají jádrovou oblast, kde je energie vyráběna jadernou fúzí. Teplota a hustota tohoto jádra jsou na úrovních dostatečných k udržení produkce energie schopné unést váhu zbytku hvězdy. Snížení výroby energie by vyvolalo kompresi o tuto hmotnost, která by obnovila výrobu energie na správnou úroveň v důsledku zvýšení tlaku a teploty. Naopak přílišné zvýšení produkce energie by způsobilo bobtnání hvězdy, čímž by se snížil tlak a teplota jádra. Hvězda proto vytváří v hydrostatické rovnováze samoregulační systém , stabilní po celou dobu pobytu v hlavní posloupnosti. Všechny hvězdy v hlavní posloupnosti jsou v tomto stabilním stavu, přičemž tepelný tlak horkého jádra vyvažuje gravitační tlak horních vrstev a většina jejich charakteristik vyplývá z této rovnováhy.

Počáteční distribuce

Hertzsprung-Russellův diagram ,
zjednodušený hvězdnými skupinami Spektrální typ Hnědý trpaslík Bílé trpaslíky Rudí trpaslíci Sub-trpaslíci Hlavní sekvence („trpaslíci“) Sub-obři Obři Světelní obři Superobr Hyperobří Velikost absolutní (M V ) Absolutní velikost

Charakteristiky hvězdy určují její místo v Hertzsprung-Russellově diagramu na křivce, která se nazývá standardní hlavní posloupnost . Astronomové někdy tuto fázi nazývají Zero Age Main Sequence (ZAMS, zkratka pro Zero Age Main Sequence ). Křivku ZAMS lze vypočítat pomocí numerických modelů hvězdných vlastností, jak se hvězda začíná slučovat. Od tohoto okamžiku se s věkem obecně zvyšuje svítivost a povrchová teplota hvězd.

Většina hvězd na typickém HR diagramu se nachází v hlavní posloupnosti. Tato linie je zdůrazněna, protože spektrální typ a svítivost závisí pouze na hmotnosti hvězdy, alespoň jako první aproximace, pokud hvězda dosáhne fúze vodíku ve svém jádru - a to je to, co dělají téměř všechny hvězdy většinu svého pracovního života .

Variace intenzity světla mezi chladnějšími hvězdami je dostatečně velká, aby odlišila trpaslíky ( červené , oranžové nebo žluté ) od větších. U teplejších hvězd (bílé a modré) však není možné pozorovat rozdíly ve velikosti a jasu přímo Mezi hvězdami. Z tohoto důvodu nomenklatura odlišuje trpasličí hvězdy od obrů odkazem na rozdíl mezi spektry , jejichž čáry označují, zda je hvězda v hlavní sekvenci nebo venku. I velmi horké a hmotné hvězdy v hlavní sekvenci lze nicméně někdy nazývat trpaslíky.

K šíření hlavní posloupnosti na HR diagramu přispívají další faktory: nejistota ve vzdálenosti hvězd a přítomnost nevyřešených dvojhvězd, které mohou modifikovat pozorované hvězdné parametry . Ale i dokonalé pozorování by ukázalo zvětšenou hlavní sekvenci, protože hmotnost není jediným parametrem, který ovlivňuje barvu a / nebo jas hvězdy. Kromě variací v chemickém složení - jak v počátečním množství, tak ve vývoji hvězdy - může interakce s blízkým společníkem , rychlou rotací nebo magnetickým polem také mírně změnit polohu hvězdy na hvězdě. HR diagram , abychom jmenovali alespoň několik faktorů. Například existují hvězdy, které jsou velmi chudé na prvky s atomovým číslem vyšším než hélium - to jsou hvězdy s nízkou metalicitou - které se nacházejí těsně pod hlavní sekvencí. Tyto hvězdy zvané sub-trpaslíci provádějí fúzi vodíku ve svém jádru a označují spodní hranici hlavní sekvence, pokud jde o chemické složení.

Téměř svislá oblast HR diagramu, známá jako pásmo nestability , je obsazena pulzujícími proměnnými hvězdami, zejména cefeidami . Tyto hvězdy se mění v pravidelných intervalech a dávají jim pulzující vzhled. Pás prořezává horní část hlavní sekvence v oblasti tříd A a F, mezi 1 a 2  M ☉ . Variabilní hvězdy v části zóny nestability, která protíná horní část hlavní sekvence, se nazývají proměnné typu Delta Scuti . Hvězdy hlavní sekvence v této oblasti procházejí pouze malými změnami amplitudy ve velikosti, a proto je obtížné tuto odchylku detekovat. Jiné nestabilní třídy hvězd hlavní sekvence, jako jsou proměnné typu beta Cephei - nezaměňovat s Cepheidy - nesouvisí s tímto pásmem nestability.

Jaderné reakce

Hvězdy hlavní sekvence produkují svou energii dvěma procesy fúze vodíku a rychlost výroby energie každého závisí na teplotě jádra. Astronomové poté rozdělili hlavní sekvenci na horní a dolní část, v závislosti na přesném mechanismu dominantní reakce jaderné fúze:

Hvězdy pod jeden a půlnásobkem hmotnosti Slunce (1,5  M ☉ ) slučují hlavně vodíková jádra přímou fúzí a β rozpadem izotopů vodíku: deuterium a tritium ( řetězec pp ). Spodní je místo, kde dominuje řetězec pp, kde se izotopy vodíkového protonu , deuteria a tritia přímo slučují, tritium prochází rozpadem p, který pomalu transformuje protony na neutrony za vzniku částic α.

Je to při teplotě 18 milionů Kelvinů , že cyklus CNO překračuje pp řetězec v produktivitě. To odpovídá hvězdě asi 1,5  M ☉ . Takže F nebo chladnější hvězdy používají řetězec pp, zatímco A nebo teplejší hvězdy používají cyklus CNO. Přechod z jednoho výrobního režimu do druhého probíhá v intervalu menším než 1  M ☉  : na Slunci je pouze 1,5% energie vyrobeno cyklem CNO. Naopak hvězdy větší než 1,8  M ☉ odvozují téměř veškerou svou energii z cyklu CNO. Nad touto hmotou se teplota jádra stává dostatečnou k tomu, aby umožnila fúzi protonů s jádry uhlíku (C), dusíku (N) a kyslíku (O), a řetěz využívající tato jádra jako meziprodukty, se vrátil po spuštění produkce heliového jádra . Toto je cyklus CNO , který rychle předstihuje důležitost proton-protonového řetězce . Horní je tam, kde dominuje cyklus CNO, kde protony fúzují s těžšími jádry, uhlíkem, dusíkem a kyslíkem, které podléhají rozpadu β a nakonec vysunou α, aby cyklus znovu zahájily.

Horní limit pozorovaný u hvězd hlavní sekvence je 120 až 200  M ☉ . Teoretické vysvětlení této meze spočívá v tom, že hvězdy, které ji překračují, nemohou vyzařovat energii dostatečně rychle, aby zůstaly stabilní, takže jakákoli další hmota bude vyhozena řadou pulzů, dokud hvězda nedosáhne stabilní meze. Dolní mez pro jadernou fúzi, kterou udržuje řetězec pp, je asi 0,08  M ☉ . Pod touto hmotou jsou podhvězdné objekty, které nepodporují fúzi vodíku a které se nazývají hnědí trpaslíci .

Úloha vnitřní struktury

Protože mezi srdcem a povrchem neboli fotosférou existuje teplotní rozdíl , šíří se energie ven. Dva způsoby přenosu energie jsou vedení a proudění . Při vedení se energie při těchto teplotách přenáší hlavně zářením. Vodivá oblast je oblast, která je stabilní s ohledem na proudění, a je zde velmi málo míchání hmoty. Na druhé straně v konvekční zóně je energie transportována pohybující se plazmou : materiál je střídavě zahříván jádrem a transportován ven, poté ochlazován na povrchu zářením a transportován dovnitř. Konvekce je efektivnější režim než vedení pro přenos energie, ale bude probíhat pouze za podmínek, které vytvářejí silný teplotní gradient, tj. Kde se teplota rychle mění s teplotou. Vzdálenost do středu, například vysoká hodnota tepelná neprůhlednost, která by omezovala vedení. Zóna konvekce se tedy nachází ve vnějších vrstvách hvězdy, v zóně silně zahřáté na své základně jádrem a chlazené na svém obvodu do vnější vrstvy hvězdy.

U hmotných hvězd (nad 10  M ☉ ) je rychlost produkce energie cyklem CNO velmi citlivá na teplotu, takže fúze je vysoce koncentrovaná v jádru. V této oblasti tedy existuje silný teplotní gradient, jehož výsledkem je konvekční zóna zajišťující lepší transport energie. Tato směs materiálu kolem jádra odstraňuje helium produkované z oblasti fúzující vodík. To umožňuje, aby byla během pobytu v hlavním bloku spotřebována větší část vodíku. Naproti tomu okrajové oblasti masivní hvězdy přenášejí energii vedením, s malou nebo žádnou konvekcí.

U hvězd s nižší hmotností se toto konvekční jádro postupně zmenšuje a mizí po dobu asi 2  M ☉ . To je případ hvězd střední hmoty, jako je Sirius , které přenášejí energii hlavně vedením, s malou konvektivní zónou poblíž srdce. Níže jsou hvězdy jako Slunce vodivé blízko jádra, ale konvekčně blízko povrchu: jádro stabilní proti proudění je obohaceno o hélium a obklopeno vrstvami bohatými na vodík smíchané prouděním.

A u hvězd s ještě menší hmotností dorazíme ke hvězdám, jejichž konvekční zóna zabírá celou hmotu: hvězdy s velmi malou hmotou, ne příliš horkou (pod 0,4  M ☉ ) jsou konvektivní v celém svém celku. Hélium produkované v jádru je tedy distribuováno po celé hvězdě a vytváří relativně rovnoměrnou atmosféru a úměrně delší životnost hlavní sekvence.

Jas

Přesný vztah hmotnost-svítivost závisí na tom, jak efektivně se energie přenáší ze srdce na povrch. Vyšší opacita má izolační účinek, který udržuje více energie v blízkosti jádra, takže hvězda nemusí produkovat tolik energie, aby udržovala hydrostatickou rovnováhu . Naopak nižší opacita způsobuje snadnější únik energie a hvězda musí pro udržení rovnováhy spotřebovat více tavitelného materiálu. Pamatujte však, že dostatečně vysoká opacita může vyvolat transport energie konvekcí, což mění podmínky nezbytné k udržení rovnováhy.

U hvězd s vysokou hmotností v hlavní sekvenci opacitě dominuje rozptyl elektronů , který je stěží závislý na teplotě. Světelnost se tedy zvyšuje pouze s krychlí hmoty hvězdy. U hvězd pod 10  M ☉ , neprůhlednost se stává závislý na teplotě, což vede ke kolísání jasu blížící se 4 th  síla hmotnosti hvězdy. U hvězd s velmi malou hmotností přispívají molekuly v atmosféře také k neprůhlednosti. Pod asi 0,5  M ☉ se svítivost hvězdy mění jako hmotnost k síle 2,3, což vede ke snížení sklonu grafu svítivosti jako funkce hmotnosti. I tato vylepšení jsou však pouze přibližná a vztah hmoty a svítivosti může záviset na složení hvězdy.

Hvězdné parametry

Hlavní sekvence hvězdné tabulky parametrů


Spektrální typ

K. Příklady
Paprsek Hmotnost Jas Teplota
O5 18 40 500 000 38 000 Zeta Puppis
B0 7.4 18 20 000 30 000 Phi 1 Orionis
B5 3.8 6.5 800 16 400 Pi Andromedae A
A0 2.5 3.2 80 10 800 Alpha Coronae Borealis A
V 5 1.7 2.1 20 8 620 Beta Pictoris
F0 1.4 1.7 6 7 240 Gamma virginis
F5 1.2 1.29 2.5 6540 Eta Arietis
G0 1,05 1.10 1.26 6000 Beta Comae Berenices
G2  1,00  1,00  1,00 5750 slunce
G5 0,93 0,93 0,79 5560 Alpha mensae
K0 0,85 0,78 0,40 5150 70 Ophiuchi A
K5 0,74 0,69 0,16 4 640 61 Cygni A
M0 0,63 0,47 0,063 3 920 Gliese 185
M5 0,32 0,21 0,0079 3120 EZ Aquarii A
M8 0,13 0,10 0,0008 - Van Biesbroeckova hvězda

Teplota hvězdy určuje její spektrální typ účinkem na fyzikální vlastnosti plazmy ve fotosféře . Emise energie hvězdy jako funkce vlnové délky je ovlivněna jak teplotou, tak chemickým složením. Klíčovým indikátorem v této distribuci energie je barevný index B  -  V , který měří rozdíl ve zdánlivé velikosti hvězdy pozorovaný standardním modrým filtrem ( B ) a standardním zeleno-žlutým filtrem ( V ). Tento rozdíl velikosti je měřítkem teploty hvězdy.

Pokud považujeme hvězdu za ideální zářič energie, známý jako černé těleso , můžeme podle Stefan-Boltzmannova zákona vztahovat svítivost L a poloměr R k efektivní teplotě :

kde σ je Stefan-Boltzmannova konstanta . Protože poloha hvězdy na HR diagramu poskytuje odhad její svítivosti, lze tento vztah použít k odhadu jejího poloměru.

Hodnoty svítivosti ( L ), poloměru ( R ) a hmotnosti ( M ) jsou relativní k hodnotám Slunce, trpasličí hvězdy spektrální klasifikace G2 V. Skutečné hodnoty hvězdy se mohou lišit o 20 až 30 % hodnoty uvedené naproti.

Evoluční trajektorie

Hvězda zůstane poblíž počáteční polohy hlavní sekvence, dokud nebude spotřebována významná část vodíku v jejím jádru. Poté se začne vyvíjet směrem k jasnější hvězdě. (Na HR diagramu se hvězda pohybuje nahoru a napravo od hlavní sekvence.)

Jelikož se nepoužitelné hélium hromadí v jádru hvězdy hlavní sekvence, pokles vodíku na jednotku hmotnosti způsobí, že rychlost hromadné fúze postupně klesá. Aby se tento účinek vyrovnal, teplota a tlak srdce se postupně zvyšují, což způsobuje zvýšenou celkovou produkci energie (na podporu zvýšené hustoty uvnitř). To v průběhu času produkuje pomalý, ale kontinuální růst jasu a poloměru hvězdy. Například jas Slunce v počátcích byl pouze 70% jeho současné hodnoty. S věkem poloha hvězdy změní svou pozici nahoru na HR diagramu. To má za následek rozšíření pásma hlavní sekvence, protože hvězdy jsou pozorovány v náhodných zlomcích jejich životů. Hlavní sled sledovaný jako celek je širší pásmo než samotný ZAMS .

Když je hvězdokupa vytvořena přibližně ve stejnou dobu, závisí životnost jejích hvězd na jejich hmotách. Nejhmotnější hvězdy opouštějí hlavní sekvenci jako první, následované v sérii v průběhu času hvězdami neustále se zmenšujících hmot. Hvězdy se proto vyvíjejí v pořadí podle své polohy v hlavní posloupnosti, počínaje nejhmotnější v levé horní části HR diagramu. Aktuální poloha, kde tyto hvězdy opouštějí hlavní sekvenci, se nazývá bod obratu. Znalostí doby života hlavní sekvence na tomto místě je možné odhadnout stáří klastru.

Fáze hlavní sekvence

proměnné použité ve vzorcích odstavců
Symbol Zastoupená velikost
Celková energie, která se má vyprodukovat po dobu životnosti hvězdy
Hmotnost hvězdy v hlavní posloupnosti
Jas hvězdy v hlavní posloupnosti
Mše slunce
Jas slunce
Odhadovaná hodnota životnosti hvězdy v hlavní sekvenci

Celkové množství energie, kterou může hvězda vyrobit jadernou fúzí vodíku, je omezeno množstvím vodíku původně dostupného v jádru. U hvězdy v rovnováze se energie produkovaná v srdci rovná energii vyzařované na povrch. Životnost hvězdy lze proto odhadnout jako první aproximaci jako poměr mezi celkovou energií, kterou může produkovat fúzí, a její svítivostí (množství energie, které vyzařuje za jednotku času):

Tyto dva související poměry proporcionality tedy dávají:

Životnost hvězdy v hlavní sekvenci lze poté odhadnout ze známého a předpovězeného vývoje Slunce: je v hlavní sekvenci asi 4,5 miliardy let a za 6,5 miliardy let se z ní stane červený obr. , pro celkovou délku života v hlavní posloupnosti blížící se 10 až 10 let . Proto je aproximace:

Záporná síla naznačuje, že doba života hlavní posloupnosti hvězdy se mění nepřímo s její hmotností. Hvězda v hlavní posloupnosti je jako první aproximace koule plynu a plazmy, ve které je tendence ke kolapsu v důsledku gravitace vyvážena tendencí k inflaci v důsledku radiačního tlaku . U hmotné hvězdy, která má více vodíku ke sloučení, je této rovnováhy dosaženo pro podstatně vyšší teplotu jádra, což vyvolává velmi vysokou rychlost tání: svým způsobem má hmotná hvězda větší rezervoár než „hvězda s nízkou hmotností, ale spotřebovává mnohem více má nakonec mnohem menší autonomii.

Nejhmotnější hvězdy tak mohou zůstat na hlavní posloupnosti pouze několik milionů let, zatímco hvězdy s hmotností menší než 0,1  M ☉ zde mohou zůstat déle než tisíc miliard (10 12 let).

Když je spotřebováno veškeré vodíkové palivo v srdci, hvězda se vyvíjí pryč od hlavní sekvence na HR diagramu. Chování hvězdy pak závisí na její hmotnosti: hvězdy menší než 0,23 M ☉ se stávají bílými trpaslíky , zatímco hvězdy  s až 10  M ☉ procházejí fází červeného obra . Mohutnější hvězdy mohou explodovat do supernovy nebo se zhroutit přímo do černé díry .

Bílý trpaslík

Když hvězda hlavní sekvence spotřebuje vodík ve svém jádru, zpomalení výroby energie způsobí restart gravitačního kolapsu. U hvězd menších než 0,23  M ☉ se očekává, že se stanou bílými trpaslíky, jakmile přestane výroba energie z jaderné fúze, ale proces je tak pomalý, že potřebují více, než je současný věk vesmíru.

Obří hvězda

Pro hvězdu alespoň 0,5  M ☉ , jakmile je zásoba vodíku v jádru je vyčerpána, bobtná, aby se stal obří , dosažení teploty dostatečné pro spuštění fúzi jader hélia do uhlíku u postupu 3a . Hvězdy s více než 5–7,5  M ☉ mohou také sloučit prvky s vyšším atomovým číslem.

Energetický výstup této dráhy na jednotku hmotnosti je pouze desetina vodíku a svítivost hvězdy se zvyšuje. Tato obří fáze je kratší než fáze hlavní sekvence: například Slunce by v této fázi mělo zůstat pouze 130 milionů let, ve srovnání s 10 miliardami strávenými fúzí vodíku.

Červený obr

V hmotnějších hvězdách až do 10  M ☉ dosáhne vodík obklopující jádro helia teploty a tlaku dostatečného pro fúzi, která vytvoří vrstvu fúze vodíku. Ve výsledku se vnější skořápka hvězdy uvolní a ochladí a z hvězdy se stane červený obr . V tomto bodě tedy hvězda opouští hlavní sekvenci a vstupuje do větve obrů. Sleduje evoluční trajektorii v HR diagramu šikmo naproti hlavní sekvenci, až doprava. Toto je jeho evoluční trajektorie.

Jádro helia se nadále smršťuje, dokud není plně podporováno degenerujícím tlakem elektronů - kvantovým účinkem, který omezuje kompresi hmoty.

Supernova

U hvězd o velikosti 10  M ☉ nebo více by tento proces mohl vést ke stále hustšímu jádru, které by se nakonec zhroutilo a vyvrhlo vnější vrstvy při výbuchu supernovy typu II, typu Ib nebo typu Ic.

Poznámky a odkazy

Poznámky

  1. Písmena „B“ a „V“ označují velikost hvězdy pozorované prostřednictvím dvou různých standardizovaných barevných filtrů , „modrá“ pro B a „viditelná“ (zeleno-žlutá) pro V. Rozdíl ukazuje, jak daleko se barva vzdaluje z modré.
  2. Pro anglicky mluvící lidi je mnemotechnická fráze, která si pamatuje posloupnost typů, „Oh Be A Fine Girl / Guy, Kiss Me“ .
  3. podle definice. Slunce je typická hvězda typu G2 V.
  4. Měřením rozdílu mezi těmito dvěma hodnotami se zbavíme potřeby znát vzdálenost od hvězdy. Viz však vyhynutí .

Reference

  1. (in) Harding E. Smith, „  The Hertzsprung-Russell Diagram  “ , Gene Smith's Tutorial Astronomy , Centrum pro astrofyziku a vesmírné vědy, Kalifornská univerzita, San Diego,21. dubna 1999(zpřístupněno 4. března 2010 )
  2. (in) Richard Powell, „  Hertzsprung Russellův diagram  “ , Atlas vesmíru,2006(zpřístupněno 4. března 2010 )
  3. (in) Malcolm S. Longair , Kosmické století: Historie astrofyziky a kosmologie , Cambridge, Cambridge University Press ,2006, 545  s. ( ISBN  0-521-47436-1 )
  4. ( Brown, Pais a Pippard 1995 )
  5. ( Russell 1913 )
  6. Nomenklaturní odstavec tohoto článku
  7. (in) Bengt Strömgren , „  On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell Diagram  “ , Zeitschrift für Astrophysik , sv.  7,1933, str.  222 - 248 ( číst online )
  8. (in) Evry L. Schatzman a Françoise Praderie , The Stars , Berlin / Heidelberg / Paris atd., Springer ,1993, 402  s. ( ISBN  3-540-54196-9 , číst online ).
  9. (v) WW Morgan , PC Keenan a E. Kellman , Atlas hvězdných spekter s nástinem spektrální klasifikace , Chicago, Illinois, University of Chicago Press ,1943( číst online ).
  10. ( Unsöld 1969 ).
  11. (in) George Gloeckler a Johannes Geiss , „  Složení místního mezihvězdného média diagnostikováno vyzvedávacími ionty  “ , Advances in Space Research , sv.  34, n o  1,2004, str.  53–60 ( DOI  10.1016 / j.asr.2003.02.054 , číst online )
  12. (in) Govert Schilling , „  New Model Shows Sun was a Hot Young Star  “ , Science , sv.  293, n O  5538,2001, str.  2188–2189 ( PMID  11567116 , DOI  10.1126 / science.293.5538.2188 , abstrakt )
  13. ( Kroupa 2002 )
  14. (Brainerd, 2005)
  15. (in) „  Zero Age Main Sequence  “ , The Encyclopedia of Astronomy ODS , Swinburne University (přístup k 5. března 2010 )
  16. ( Clayton 1983 )
  17. sekce Evoluční trajektorie tohoto článku
  18. (in) „  Main Sequence Stars  “ , Australia Telescope Outreach and Education (přístup k 6. březnu 2010 )
  19. (in) Patrick Moore , amatérský astronom , Springer ,2006, 293  s. ( ISBN  1-85233-878-4 )
  20. (in) JT Wright , „  Známe některou z Maunderových minimálních hvězd?  ” , The Astronomical Journal , sv.  128, n o  3,2004, str.  1273–1278 ( DOI  10.1086 / 423221 , číst online )
  21. (in) Roger John Tayler , The Stars: They Structure and Evolution , Cambridge University Press ,1994, 241  s. ( ISBN  0-521-45885-4 , číst online )
  22. (in) IPA Sweet a AE Roy , „  Struktura rotujících hvězd  “ , Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti , sv.  113,1953, str.  701–715 ( číst online )
  23. (in) Adam J. Burgasser , J. Davy Kirkpatrick a Sebastien Lepine , Proceedings of the 13th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun , D. Reidel Publishing Co., Dordrecht,5. – 9. Července 2004(ttp: //adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query? arXiv: astro-ph / 0409178) , „Ultracool Subdwarfs: Kovově chudí a hnědí trpaslíci zasahující do pozdních typů M, L a T trpaslíků“ , p.  237
  24. (in) SF Green , Mark Henry Jones a S. Jocelyn Burnell , An Introduction to the Sun and Stars , Cambridge University Press ,2004( ISBN  0-521-54622-2 )
  25. ( Karttunen 2003 )
  26. (in) John N. Bahcall , MH Pinsonneault a Sarbani Basu , „  Solar Models: Current Epoch and Time Dependences, Neutrino, and Helioseismological Properties  “ , The Astrophysical Journal , sv.  555,10. července 2001, str.  990–1012 ( číst online )Obr. 3, legenda
  27. (in) Maurizio Salaris a Santi Cassisi , Evoluce hvězd a hvězdných populací , John Wiley and Sons ,2005, 374  s. ( ISBN  0-470-09220-3 ) , str.  128
  28. (in) MS Oey a CJ Clarke , „  Statistické potvrzení horního hmotnostního limitu Stellar  “ , The Astrophysical Journal , sv.  620, n o  1,2005, str.  L43 - L46 ( číst online )
  29. (in) Kenneth Ziebarth , „  Na horní hmotnostní hranici pro hvězdy hlavní posloupnosti  “ , Astrophysical Journal , sv.  162,1970, str.  947–962 ( DOI  10.1086 / 150726 , číst online )
  30. (in) A. Burrows , WB Hubbard , D. Salmon a JI Lunine , „  Rozšířená sada modelů hnědých trpaslíků a hvězd s velmi nízkou hmotností  “ , Astrophysical Journal, část 1 , sv.  406, n o  1,Březen 1993, str.  158–171 ( DOI  10.1086 / 172427 , číst online )
  31. (in) Lawrence H. Go , Atomy, Hvězdy a mlhoviny , Cambridge University Press ,1991( ISBN  0-521-31040-7 )
  32. (in) F. Martins , E. Depagne , D. Russeil a L. Mahy , „  Důkaz téměř chemicky homogenní evoluce hmotných hvězd až po sluneční metalicitu  “ , Astronomy & Astrophysics , sv.  554,2013, A23 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321282 , Bibcode  2013A & A ... 554A..23M , arXiv  1304.3337 ).
  33. (in) AG Bressan , C. Chiosi a G. Bertelli , „  Ztráta hmotnosti a překročení hmotných hvězd  “ , Astronomy and Astrophysics , sv.  102, n o  1,devatenáct osmdesát jedna, str.  25–30 ( číst online )
  34. (in) Jim Lochner, Meredith Sherman Phil Newman, „  Stars  “ , NASA,6. září 2006(zpřístupněno 7. března 2010 )
  35. (in) James N. Imamura, „  Mass-Luminosity Relationship  “ , University of Oregon,7. února 1995(zpřístupněno 8. března 2010 )
  36. ( Prialnik 2000 )
  37. ( Rolfs a Rodney 1988 )
  38. (in) Martin V. Zombeck , Příručka kosmické astronomie a astrofyziky , Cambridge University Press ,1990, 2 nd  ed. ( ISBN  0-521-34787-4 , číst online )
  39. (in) „  SIMBAD Astronomical Database  “ , Štrasburské astronomické datové centrum (zpřístupněno 6. března 2010 )
  40. (in) R. Earle Luck a Ulrike Heiter , „  Stars within 15 Parsecs: abundances for a Northern Sample  “ , The Astronomical Journal , sv.  129, n O  22005, str.  1063–1083 ( DOI  10.1086 / 427250 , číst online )
  41. (in) „  LTT 2151 High proper-motion Star  “ , Štrasburské astronomické datové centrum (zpřístupněno 6. března 2010 )
  42. (in) „  Seznam nejbližších stovek nejbližších hvězdných systémů  “ , Research Consortium On Neighbor Stars,1 st 01. 2008(zpřístupněno 6. března 2010 )
  43. (in) „  Původ Hertzsprung-Russellova diagramu  “ , University of Nebraska (přístup 6. března 2010 )
  44. (in) Lionel Siess, „  Computation of Isochronous  “ , Ústav astronomie a astrofyziky, Bruselská univerzita,2000(zpřístupněno 6. března 2010 ) - Porovnejte například izochrony modelu generovaného pro ZAMS 1  M ☉ . V tabulce je uveden jako1,26násobeksluneční svítivosti. Při metalicitě Z =0,01; jas je1,34solárníhojasu. Při metalicitě Z =0,04; jas je0,89slunečníhojasu.
  45. (in) OD Gough , „  Solární vnitřní struktura a variace světelnosti  “ , Solar Physics , sv.  74,devatenáct osmdesát jedna, str.  21–34 ( DOI  10.1007 / BF00151270 , číst online )
  46. (in) Thanu Padmanabhan , Theoretical Astrophysics , Cambridge, Cambridge University Press ,2001, 619  s. ( ISBN  0-521-56241-4 )
  47. (in) Lawrence M. Krauss a Brian Chaboyer , „  Odhady věku globulárních klastrů v Mléčné dráze: Omezení kosmologie  “ , Science , sv.  299, n O  5603,2003, str.  65–69 ( DOI  10.1126 / science.1075631 , abstrakt )
  48. (in) David Arnett , Supernovae and Nucleosynthesis: An Investigation of the History of Matter, from the Big Bang to the present , Princeton University Press ,1996( ISBN  0-691-01147-8 ). Fúze vodíku dává 8 × 10 18  erg / g , zatímco fúze helia dává pouze 8 × 10 17  erg / g
  49. (in) Michael W. Richmond, „  Stellar Evolution sequence on the hand  “ , Rochester Institute of Technology,10. listopadu 2004(zpřístupněno 7. března 2010 )
  50. ( Rolfs a Rodney 1988 , s.  46)
  51. Podrobnou historickou rekonstrukci teoretické demonstrace tohoto vztahu Eddingtonem v roce 1924 viz (in) Stefano Lecchini , Jak se trpaslíci stali obry. Objev vztahu masové svítivosti , Bern studia historie a filozofie vědy,2007, 228  s. ( ISBN  978-3-9522882-6-9 a 3-9522882-6-8 )
  52. (in) I. Juliana Sackmann , Arnold I. Boothroyd a Kathleen E. Kraemer , „  Naše slunce. III. Současnost a budoucnost  “ , Astrophysical Journal , sv.  418,Listopadu 1993, str.  457–468 ( DOI  10.1086 / 173407 , číst online )
  53. (en) Carl J. Hansen a Steven D. Kawaler , Stellar Interiors: Physical Principles, Structure and Evolution , Birkhäuser,1994, 446  s. ( ISBN  0-387-94138-X , číst online ) , s.  28
  54. (in) Gregory Laughlin , Peter Bodenheimer a Fred C. Adams , „  The End of the Main Sequence  “ , The Astrophysical Journal , sv.  482,1997, str.  420-432 ( DOI  10.1086 / 304125 , číst online )
  55. ( Adams a Laughlin 1997 )
  56. ( Gilmore 2004 )
  57. (en) Hans OR Fynbo , ISOLDE Coll. et al. , „  Revidovaná ceny za hvězdné triple-a proces od měření 12C nukleární rezonance  “ , Nature , sv.  433,2004, str.  136–139 ( DOI  10.1038 / nature03219 , shrnutí )
  58. (in) Michael L. Sitko, „  Stellar Structure and Evolution  “ , University of Cincinnati (přístup 9. března 2010 )
  59. (in) „  Post-Main Sequence Stars  “ , Australia Telescope Outreach and Education (přístup k 9. březnu 2010 )
  60. (in) L. Girardi , A. Bressan , G. Bertelli a C. Chiosi , „  Evoluční stopy a izochronní pro hvězdy s nízkou a střední hmotou: od 0,15 do 7 mil. ☉ a od do 0,03  “ , dodatek k astronomii a astrofyzice , sv.  141,2000, str.  371–383 ( DOI  10.1051 / aas: 2000126 , číst online )
  61. (in) AJT Poelarends F. Herwig , N. Langer a A. Heger , „  The Supernova Channel of Super-AGB Stars  “ , The Astrophysical Journal , sv.  675, n o  1,Březen 2008, str.  614-625 ( DOI  10.1086 / 520872 , číst online )
  62. (en) K.-P. Schröder a Robert Connon Smith , „  Vzdálená budoucnost Slunce a Země se znovu objevila  “ , Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti , sv.  386, n o  1,Květen 2008, str.  155–163 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2008.13022.x , číst online )
Zdroje

Podívejte se také

Bibliografie

Související články