Основная последовательность
Рисуя карту, астрономы Герцшпрунг и Рассел показали длинную диагональ, на которой расположено большинство звезд - основную последовательность. Из теоретических исследований следует, что к звездам этой последовательности относятся те, которые используют сплав водорода в гелий в качестве источника энергии. Тот факт, что эта фаза жизни звезды является наиболее стабильной и самой длинной, объясняет, что большинство наблюдаемых на небе звезд находятся на главной последовательности.
Время жизни звезды в главной последовательности зависит от двух факторов: количества водорода, имеющегося в ее центре, и скорости, с которой она сжигает топливо. Первая величина пропорциональна массе звезды. Если вы умножите её на два, вы получите вдвое больше топлива в центре. Второй параметр связан с энергией, производимой звездой, то есть с ее яркостью. Однако яркость не просто пропорциональна массе, она увеличивается гораздо быстрее. Например, если вы удвоите массу звезды, ее яркость умножится в 10 раз.Эти соображения имеют важное значение для звездной жизни. Звезда, масса которой больше Солнца в два раза,сжигает водород в 10 раз быстрее, чем Солнце, но запаса топлива у неё только в два раза больше. Таким образом, её время жизни на главной последовательности в пять раз короче.
Таким образом, звезды имеют очень разные времена жизни. В то время как Солнце может ожидать спокойной жизни в 10 миллиардов лет (прежде чем стать красным гигантом ), самые массивные звезды имеют в своем распоряжении всего несколько миллионов лет. Менее массивные звезды могут жить более 100 миллиардов лет.
Возраст звездных скоплений
Астрономам удалось определить многие свойства звезд, такие как яркость или масса . Одним из параметров, который не может быть определен напрямую, является возраст звезды. Тем не менее, имеет место быть случай, когда это возможно: звездные скопления. Это возможно, потому что все участники кластера рождены в одно и то же время и, следовательно, имеют одинаковый возраст.
Чтобы понять, как это свойство может быть полезно, рассмотрим несколько примеров. Давайте начнем с очень молодого кластера в несколько миллионов лет. Фаза звёздного образования относительно короткая, все звезды в скоплении соединились в главной последовательности. Так как даже самые массивные звезды остаются на ней в течение десяти миллионов лет, все звездные скопления все еще являются её частью. Основная последовательность молодого скопления завершена и включает в себя как синие, так и красные звезды.
Давайте перейдем к кластеру десятков миллионов лет. В этом случае самые массивные звезды уже покинули главную последовательность. .Последствием этого будет уменьшение количества синих звёзд и появление красных гигантов.В скоплении, насчитывающем миллиарды лет, все звезды с массами, в два раза превышающими массы Солнца, не входят в главную последовательность. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела показывает исчезновение её верхней части, в то время как появляется много красных гигантов, а также белых карликов.
Наконец, группа в 10 миллиардов лет имеет много красных гигантов, основная последовательность которых ограничена не массивными красными звездами, а большим количеством белых карликов.Поэтому физиогномика диаграммы Герцшпрунга-Рассела для кластера сильно зависит от возраста кластера. Фактически, этого достаточно, чтобы определить, какие звезды являются самыми массивными или самыми горячими в главной последовательности, чтобы получить точную оценку возраста скопления и его звезд.
Увеличение яркости
Главная последовательность представляет собой этап, в течение которого звезда черпает свою энергию из слияния водорода в гелий. Однако запасы топлива не безграничны. С течением времени концентрация водорода в центре звезды уменьшается, а концентрация гелия увеличивается. Важным следствием этого изменения является небольшое увеличение яркости звезды на протяжении всей ее жизни на главной последовательности.
Действительно, поскольку слияние водорода превращает четыре протона в одно ядро гелия, число свободных частиц в центре звезды падает. Но меньшее количество частиц означает более низкое давление. Чтобы противостоять весу внешних слоев, ядро должно найти способ восстановить достаточное давление. Доступное решение состоит в том, чтобы немного сжаться, для того чтобы увеличить внутреннее давление, тогда звезда может восстановить свою стабильность.
Из-за сжатия слои водорода около ядра, которые еще не были достаточно горячими, чтобы выдержать ядерные реакции, становятся такими. Постепенно количество расплавленного водорода увеличивается, что приводит к медленному увеличению яркости звезды.
Конец горения в центре звезды
После длинной фазы главной последовательности, наконец, наступает момент, когда концентрация протонов в центре звезды становится слишком мала, чтобы поддерживать ядерные реакции: сгорание водорода прекращается в центре. Звезда испытывает кризисную ситуацию. Без доступной энергии внутреннее давление падает, гравитация обнаруживается без препятствий, равновесие звезды нарушается и внутреннее пространство звезды начинает сокращаться.
Это сокращение порождает два новых источника энергии. Во-первых, ядро способно преобразовать часть своей гравитационной энергии в тепловую энергию. Тогда появляется оболочка расплавленного водорода. Действительно, область, окружающая ядро, все еще очень богата водородом, потому что нет реакции. Из-за сжатия звезды в этой области наблюдается повышение температуры, и она быстро достигает порога, необходимого для синтеза. Таким образом, вокруг вымершего ядра появляется тонкая оболочка, в которой может продолжаться синтез водорода.
Дилатация в красном гиганте
Звезда наделена двумя новыми источниками очень мощной энергии. Из-за этого и по причинам, которые все еще недостаточно понятны, слои газа выбрасываются наружу. Звезда начинает расширяться, и вскоре она становится гигантской.
По мере увеличения объема оболочка теряет плотность и температуру. Это приводит к изменению цвета на красный. Звезда покидает главную последовательность, чтобы войти в другую группу диаграммы Герцшпрунга-Рассела – красных гигантов
Однажды, через пять миллиардов лет, Солнце ждёт такая же судьба. Оно превратится в красного гиганта, который будет последовательно захватывать орбиты Меркурия, Венеры и Земли. Это событие ознаменует конец жизни на нашей планете.
Слияние гелия
Поскольку оболочка продолжает расширяться, ядро, в котором доминирует гелий, продолжает сокращаться. Его масса еще больше увеличивается благодаря гелию из расплавленной водородной оболочки. Наступает время, когда температура и плотность достаточны для того, чтобы ядра гелия могли также участвовать в ядерных реакциях. При 100 миллионах градусов выполняются условия для слияния гелия (известного как тройной альфа-процесс), чтобы дать звезде новый источник энергии.
Но гелий, как и водород, присутствует в ограниченных количествах. Его сгорание окончательно прекратится из-за нехватки топлива и возникнет новая фаза жизни звезды.Длительность фазы красного гиганта меньше продолжительности жизни на главной последовательности. Для звезды, подобной Солнцу, сгорание водорода длится около 10 миллиардов лет, а гелия - еще два миллиарда лет.
Нестабильные звезды
Звезды в главной последовательности - очень устойчивые объекты. Сила гравитации, которая стремится сжать звезду, точно компенсируется силой внутреннего давления, которая стремится ее расширить. Когда звезда становится красным гигантом , иногда этот баланс нарушается. Начинается фаза нестабильности, которая приводит к большим колебаниям яркости звезды.
Нарушение равновесия вызвано сложным явлением, которое включает изменение прозрачности слоев гелия вблизи поверхности звезды. Как только баланс нарушается, у звезды начинается последовательность расширений и сокращений, контролируемых одними и теми же силами. Когда преобладает сила давления, объем звезды увеличивается, но сила тяжести замедляет движение и в итоге вызывает сокращение. Затем объем звезды уменьшается до тех пор, пока внутреннее давление не противодействует сокращению и не вызовет новую дилатацию.
При этом размер звезды не меняется, но меняется температура, которая вызывает изменения яркости звезды. Когда объем звезды меньше, ее температура немного выше и она достигает максимальной яркости. Когда объём становится больше, температура понижается, а яркость становится минимальной. Таким образом яркость звезды периодически меняется.
Различные типы звезд
Два основных типа пульсирующих переменных - это цефеиды и RR Лиры. Эти звезды играют центральную роль в астрофизике.
Цефеиды - это массивные звезды, которые еще молоды и находятся в стадии красного гиганта. Их яркость варьируется от одного дня до нескольких недель. Замечательным свойством цефеидов является наличие связи между их средней светимостью и периодом их колебаний. Например, их средняя яркость в тысячу раз превышает яркость Солнца за период в несколько дней и в десять тысяч раз превышает яркость Солнца за период в несколько недель. Именно эти признаки делают цефеиды одним из основных инструментов астрофизики.
Звезды RR Лиры не очень массивные и старые звезды. Период их колебаний составляет менее суток. В отличие от цефеид, все они имеют одинаковую среднюю яркость, примерно в сто раз больше, чем у Солнца.