Ядро звезды

Звёзды большой массы

Когда водород у звезды большой массы полностью исчерпывается, в ядре начинает идти тройная гелиевая реакция и одновременно реакция образования кислорода (3He=>C и C+He=>О). В то же время на поверхности гелиевого ядра начинает гореть водород. Появляется первый слоевой источник.

Запас гелия исчерпывается очень быстро, так как в описанных реакциях в каждом элементарном акте выделяется сравнительно немного энергии. Картина повторяется, и в звезде появляются уже два слоевых источника, а в ядре начинается реакция C+C=>Mg.

Эволюционный трек при этом оказывается очень сложным. На диаграмме Герцшпрунга-Расселла звезда перемещается вдоль последовательности гигантов или (при очень большой массе в области сверхгигантов) периодически становится цефеидой.

Структура звезды

В общем случае у звезды, находящейся на главной последовательности, можно выделить три внутренние зоны:

• ядро;
• конвективную зону;
• зону лучистого переноса.

Ядро — это центральная область звезды, в которой идут ядерные реакции.

Конвективная зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт конвекции. Для звёзд с массой менее 0,5 M☉ она занимает всё пространство от поверхности ядра до поверхности фотосферы. Для звёзд с массой, сравнимой с солнечной, конвективная часть находится на самом верху, над лучистой зоной. А для массивных звёзд она находится внутри, под лучистой зоной.

Лучистая зона — зона, в которой перенос энергии происходит за счёт излучения фотонов. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных она отсутствует, а у звёзд больше массы Солнца находится у поверхности.

На более поздних стадиях добавляются дополнительные слои, в которых идут ядерные реакции с элементами, отличными от водорода. И чем больше масса, тем больше таких слоев. У звёзд с массой, на 1—2 порядка превышающей Мʘ, таких слоёв может быть до 6, где в верхнем, первом слое всё ещё горит водород, а в нижнем идут реакции превращения углерода в более тяжёлые элементы, вплоть до железа. В таком случае в недрах звезды расположено инертное, в плане ядерных реакций, железное ядро.

Над поверхностью звезды находится атмосфера, как правило, состоящая из трёх частей: фотосферы, хромосферы и короны.

Фотосфера — самая глубокая часть атмосферы, в её нижних слоях формируется непрерывный спектр. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы.

В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере.

P.S.

По мнению американского астронома, выдающегося популяризатора науки Карла Сагана, все мы и окружающие нас предметы и объекты (люди, планета Земля и остальные объекты Космоса) состоим из вещества, образовавшегося в недрах звёзд, т.е. состоим из элементов, которые образовались в звездах в процессе ядерных реакций и при взрывах сверхновых звезд.

Но, возможно, мы сделаны не только из вещества, образованного в звездах, но и пыли, выбрасываемой квазарами.

Видео

https://youtube.com/watch?v=dS2dPbfH5z8

Источники

• https://ru.wikipedia.org/wiki/Звездаhttps://spacegid.com/iz-chego-sostoyat-zvezdyi.htmlhttps://studfiles.net/preview/5458200/page:4/https://fb.ru/article/221897/iz-chego-sostoyat-zvezdyi-na-nebe-vidyi-zvezd-ih-harakteristiki

Почему температура звезды такая разная?

Первичное объединение атомов водорода — первый шаг процесса ядерного синтеза

Действительно, отличия в нагреве ядра звезды и ее поверхности удивляют. Если бы вся энергия ядра Солнца распределится по звезде равномерно, температура поверхности нашего светила составит несколько миллионов градусов по Цельсию! Не менее поразительные отличия в температуре между звездами разных спектральных классов.

Все дело в том, что температуру звезды определяют два главных фактора: уровень излучения энергии ядром и площадь излучающей поверхности. Рассмотрим их подробнее.

Излучение энергии ядром

Хотя ядро накаляется до 15 миллионов градусов, не вся эта энергия передается соседним слоям. Излучается только то тепло, которое было получено от термоядерной реакции. Энергия гравитационного сжатия, несмотря на свою мощь, остается в пределах ядра. Соответственно, температуру верхних слоев звезды определяет только сила термоядерных реакций в ядре.

Различия тут могут быть качественные и количественные. Если ядро достаточно большое, в нем «сгорает» больше водорода. Этим путем энергию получают молодые и зрелые звезды размеров Солнца, а также голубые гиганты и сверхгиганты. Массивные звезды вроде красных гигантов тратят в ядерной «топке» не только водород, но и гелий, или даже углерод и кислород.

Различия в температуре на поверхности

Еще один важный пункт — некоторые места на поверхности одной и той же звезды могут иметь разную температуру. Перепады достигают нескольких тысяч градусов Цельсия! Все зависит от способа передачи энергии от ядра звезды. Астрофизики выделяют два основных — лучистый перенос и конвекцию:

• Во время лучистого переноса энергия ядерного синтеза пробивается из центра звезды прямо сквозь звездное вещество — в виде лучей. Этот путь эффективный с точки зрения сохранения энергии, но очень медленный. Если зона лучистого переноса находится у центра звезды, как у нашего Солнца, путь лучей займет несколько десятков тысяч лет.
• Конвекция же базируется на всем нам известном законе природы — теплые жидкости и газы поднимаются наверх, а холодные — опускаются вниз. И так как звезды состоят из газа, конвекция наблюдается и у них. Звездное вещество, разогреваясь у более горячих слоев звезды, поднимается к более холодным зонам светила с меньшим давлением газа. Там забранная изнутри энергия отдается в виде излучения.

Схема движения энергии в звезде солнечного типа

Размещение зон лучистого переноса и конвекции зависит от массы звезды. В звездах, масса которых меньше солнечной, преобладает только конвекция. Массивные светила переносят жар от ядра к внешним слоям конвекцией, а до самой поверхности — лучистым переносом.

У Солнца же все наоборот: энергия от ядра уходит в виде лучей, а потом уже выкидывается на поверхность конвективными потоками звездной плазмы. Там, в фотосфере, энергия Солнца снова превращается в свет — в том числе видимый человеческому глазу.

И именно благодаря конвекции на поверхности Солнца случаются перепады температуры. Места, в которых это происходит, выделяются еще и визуально. Три главных типа — это факелы, пятна и протуберанцы.

• Факелы — это горячие и яркие зоны на Солнце. Их температура выше окружающей поверхности на 1–2 тысячи градусов по Цельсию.
• Пятна — это более холодные и темные зоны на фотосфере звезды. Нагрев их центра меньше обычной температуры Солнца на 2000 °C. Также вокруг пятен существует «тень», которая уже теплее — они всего на 200–500 градусов холоднее окружающей их фотосферы.
• Протуберанцы являются извержением звездного вещества из глубины, которые поднимаются выше солнечной атмосферы. Хотя они и холоднее короны Солнца, их температура выше фотосферной — до 15 тысяч градусов Цельсия.

Пятна, факелы и протуберанцы

Как и факелы, так и пятна с протуберанцами на Солнце появляются благодаря магнитным полям звезды, пересекающим фотосферу в периоды повышенной активности. Факелы появляются на тех местах, где магнитные линии ускоряют конвективные потоки газов из глубин Солнца. Похожее происхождения имеют и протуберанцы — но зона выхода магнитного поля у них куда уже, а сила магнитных линий — больше. В пятнах, наоборот, магнитное поле тормозит процесс термопередачи — поэтому они тусклее и прохладнее.

В силу близости Солнца к нам, оно остается единственной звездой, на которой наблюдались такие явления. Но так как природа звезд очень схожа, астрономы предполагают наличие пятен и факелов на других светилах.

Что такое звезда?

Звезда – это гигантский газовый шар. Газ в ней настолько горячий, что он светится. Звезда состоит в основном из двух элементов – водорода и гелия. Вопрос может возникнуть: “Если звезда сделана из газа, почему газ не рассеивается?” 

Это действительно хороший вопрос. Вот ответ на него: газовый шар настолько велик, что атомы газа удерживаются вместе под действием собственной гравитации. 

Теперь возникает еще один вопрос: “Если гравитация удерживает форму звезды, почему из-за нее звезда не “сжимается” к центру?”

Да, это именно так и происходит. Внутри шара гравитация настолько интенсивна, что атомы газа фактически падают в центр и вызывают огромное повышение температуры. Именно эта высокая температура вызывает ядерную реакцию, называемую “реакцией синтеза”. При ней элементарные атомы соединяются, образуя тяжелые элементы.

Когда происходит это слияние, высвобождается огромное количество энергии. Эта энергия оказывает внешнее давление, идущее из центра, и действует как уравновешивающая сила против внутреннего гравитационного притяжения. Это сохраняет звезду такой, какая она есть, и не дает ей разрушиться из-за гравитации.

Звездная величина

Гиппарх.

Термин «звездная величина» (или просто «величина») не имеет никакого отношения к физическим размерам звезды.

Гиппарх назвал звездной величиной видимый блеск звезд, приписав самым ярким звездам 1-ю звездную величину, а наименее ярким, находящимся на пределе различения человеческим глазом (до изобретения телескопа оставалось еще 18 веков) – 6-ю звездную величину.

Английский астроном и оптик немецкого происхождения Уильям Гершель дни посвящал изготовлению зеркал для телескопов, а ночи – астрономическим наблюдениям.

Одна из заслуг Гершеля – внесения ясности в область звездной фотометрии. По результатам систематических наблюдений, начиная с 1794 года, Гершель основал надежную шкалу звездных величин, внеся в каталоги относительный блеск звезд.

Современная шкала звездных величин

Астрономам шкала звездных величин Гиппарха нравилась, они не намерены были от нее отказываться, и в 1856 году английский астроном Норман Погсон «подправил» ее, введя количественную меру.

Погсон предложил считать, что яркости звезд на краях шкалы Гиппарха (1-я и 6-я величины) отличаются ровно в 100 раз. Также, поскольку наблюдаются звезды ярче 1-й величины, шкала была распространена (через 0) в сторону отрицательных величин, и введены дробные показатели блеска.

Звезде Вега из созвездия Лиры была приписана звездная величина 0, что обозначается 0m. Разнице в 1 звездную величину, в соответствии с новой шкалой, соответствует изменение блеска как корень 5-й степени из 100, или 2,512. Отсюда разнице в 2 величины соответствует изменение яркости в 2,5122 = 6,31, и т.п.

В бинокль можно наблюдать звезды до 10m, а современные телескопы различают на небе звезды величиной до 29m. Блеск Юпитера достигает временами -2,5m, а блеск Солнца -26,7m.

Мнение эксперта
Ловкачев Дмитрий
Астроном любитель

Шкала звездных величин обоснована психофизически, исходя из особенностей человеческого восприятия слуха, зрения и пр. При изменении раздражителя в геометрической пропорции человек ощущает изменение раздражителя в арифметической, т.е. шкала звездных величин (как и шкала громкости звука, измеряемой в децибелах), является логарифмической.

Но помимо блеска, желательно знать еще и светимость звезды, которая характеризуется мощностью излучения, а для этого, прежде всего, необходимо знать расстояние до звезды.

Чем особенно ядро звезды?

«Постойте-ка! — скажете вы. — Раз все ядра образуются одинаково, почему тогда светятся и излучают сильный жар только звезды?» Действительно, ядро звезды — это нечто из ряда вон выходящее. Суть в том, что когда происходит формирование светила, гелий накапливается в очень больших количествах. Масса гелиевого зародыша ядра становится настолько большой, что силы гравитации начинают не просто сжимать и разогревать ядро — а накалять его до сверхвысоких температур.

Этот накал куда сильнее, чем нужно для обычной дифференциации гелия и водорода. Когда температура достигает около миллиона градусов Цельсия, водород в ядре вспыхивает — начинается термоядерная реакция по его преобразованию в гелий. Момент зажигания звезды считается начальной точкой ее существования.

Характеристики ядра

Гигантская масса и свободно протекающая ядерная реакция делают звездное ядро действительно уникальным объектом во Вселенной. Для наглядности примера возьмем наше Солнце — это рядовая звезда Главной последовательности. Рассказав о ней, мы расскажем о 90% обозримых звезд. А факты про ядро Солнца говорят сами за себя:

Солнце в разрезе

• Плотность ядра Солнца в самом центре — около 150г/см3. Это в 150 раз больше плотности воды, и в семь раз плотнее золота! Консистенция ядра другой звезды может быть как и в десятки раз плотнее, так и намного меньше. Предельной плотностью обладают нейтронные звезды, почти полностью состоящие из ядра — их усредненная плотность составляет 2,8·1014 г/см³
• Ядро Солнца вращается, причем независимо от его верхних слоев — когда оболочка Солнца проворачивается вокруг оси за 24 дня, ядро вертится в несколько раз быстрее. Чем ядро тяжелее, тем быстрее гравитация заставляет его крутиться — железные ядра красных гигантов крутятся в десятки раз быстрее их раздувшейся оболочки.
• Благодаря высокой плотности ядро светила очень массивное. К примеру, ядро Солнца в обхвате «всего» 350 тысяч километров, что равно 1/5 части диаметра звезды. При этом в нем содержится больше трети массы Солнца!
• Чем моложе ядро звезды, тем шире его обхват и тем меньше его плотность. Она растет в меру протекания ядерных реакций в ядре и накопления гелия и других тяжелых продуктов термоядерного синтеза.

Именно протекание ядерного синтеза в звезде отличает ее от других дифференцированных объектов Вселенной. Более того — атомная реакция в ядре является главным звездным критерием. Коричневые карлики, причисляемые к звездам, технически ими не являются в первую очередь из-за ядра — преобразования водорода в гелий в нем почти отсутствует. Поэтому коричневые карлики светят тускло и быстро гаснут.

Почему температура звезды такая разная?

Первичное объединение атомов водорода — первый шаг процесса ядерного синтеза

Действительно, отличия в нагреве ядра звезды и ее поверхности удивляют. Если бы вся энергия ядра Солнца распределится по звезде равномерно, температура поверхности нашего светила составит несколько миллионов градусов по Цельсию! Не менее поразительные отличия в температуре между звездами разных спектральных классов.

Все дело в том, что температуру звезды определяют два главных фактора: уровень излучения энергии ядром и площадь излучающей поверхности. Рассмотрим их подробнее.

Излучение энергии ядром

Хотя ядро накаляется до 15 миллионов градусов, не вся эта энергия передается соседним слоям. Излучается только то тепло, которое было получено от термоядерной реакции. Энергия гравитационного сжатия, несмотря на свою мощь, остается в пределах ядра. Соответственно, температуру верхних слоев звезды определяет только сила термоядерных реакций в ядре.

Различия тут могут быть качественные и количественные. Если ядро достаточно большое, в нем «сгорает» больше водорода. Этим путем энергию получают молодые и зрелые звезды размеров Солнца, а также голубые гиганты и сверхгиганты. Массивные звезды вроде красных гигантов тратят в ядерной «топке» не только водород, но и гелий, или даже углерод и кислород.

Различия в температуре на поверхности

Еще один важный пункт — некоторые места на поверхности одной и той же звезды могут иметь разную температуру. Перепады достигают нескольких тысяч градусов Цельсия! Все зависит от способа передачи энергии от ядра звезды. Астрофизики выделяют два основных — лучистый перенос и конвекцию:

• Во время лучистого переноса энергия ядерного синтеза пробивается из центра звезды прямо сквозь звездное вещество — в виде лучей. Этот путь эффективный с точки зрения сохранения энергии, но очень медленный. Если зона лучистого переноса находится у центра звезды, как у нашего Солнца, путь лучей займет несколько десятков тысяч лет.
• Конвекция же базируется на всем нам известном законе природы — теплые жидкости и газы поднимаются наверх, а холодные — опускаются вниз. И так как звезды состоят из газа, конвекция наблюдается и у них. Звездное вещество, разогреваясь у более горячих слоев звезды, поднимается к более холодным зонам светила с меньшим давлением газа. Там забранная изнутри энергия отдается в виде излучения.

Схема движения энергии в звезде солнечного типа

Размещение зон лучистого переноса и конвекции зависит от массы звезды. В звездах, масса которых меньше солнечной, преобладает только конвекция. Массивные светила переносят жар от ядра к внешним слоям конвекцией, а до самой поверхности — лучистым переносом.

У Солнца же все наоборот: энергия от ядра уходит в виде лучей, а потом уже выкидывается на поверхность конвективными потоками звездной плазмы. Там, в фотосфере, энергия Солнца снова превращается в свет — в том числе видимый человеческому глазу.

И именно благодаря конвекции на поверхности Солнца случаются перепады температуры. Места, в которых это происходит, выделяются еще и визуально. Три главных типа — это факелы, пятна и протуберанцы.

• Факелы — это горячие и яркие зоны на Солнце. Их температура выше окружающей поверхности на 1–2 тысячи градусов по Цельсию.
• Пятна — это более холодные и темные зоны на фотосфере звезды. Нагрев их центра меньше обычной температуры Солнца на 2000 °C. Также вокруг пятен существует «тень», которая уже теплее — они всего на 200–500 градусов холоднее окружающей их фотосферы.
• Протуберанцы являются извержением звездного вещества из глубины, которые поднимаются выше солнечной атмосферы. Хотя они и холоднее короны Солнца, их температура выше фотосферной — до 15 тысяч градусов Цельсия.

Пятна, факелы и протуберанцы

Как и факелы, так и пятна с протуберанцами на Солнце появляются благодаря магнитным полям звезды, пересекающим фотосферу в периоды повышенной активности. Факелы появляются на тех местах, где магнитные линии ускоряют конвективные потоки газов из глубин Солнца. Похожее происхождения имеют и протуберанцы — но зона выхода магнитного поля у них куда уже, а сила магнитных линий — больше. В пятнах, наоборот, магнитное поле тормозит процесс термопередачи — поэтому они тусклее и прохладнее.

В силу близости Солнца к нам, оно остается единственной звездой, на которой наблюдались такие явления. Но так как природа звезд очень схожа, астрономы предполагают наличие пятен и факелов на других светилах.

Размеры звезд

Звезды настолько далеки, что ни в один телескоп они не выглядят дисками с измеряемым угловым поперечником. Приближенно угловой размер некоторых звезд удается определить при их покрытии Луной.

Диаметр же звезды при известных расстоянии и угловом размере определяется из простых геометрических соображений.

Наиболее крупные звезды – красные сверхгиганты (диаметр звезды UY из созвездия Щита равен 1.700 солнечного диаметра). Самыми маленькими звездами, с поперечником в несколько тысяч км, оказались белые карлики. Нейтронные звезды еще меньше (20 км), но их нельзя считать настоящими звездами.

Самый распространенный метод определения радиуса R звезды – по ее полной светимости (во всем диапазоне волн) и температуре T, поскольку светимость пропорциональна R2T4.

Как работает ядерный синтез на Солнце?

Процесс ядерного синтеза Энергия Солнца — это удивительное явление, происходящее глубоко в его ядре. Он включает в себя ряд сложные реакции что приводит к производство of огромные суммы энергии. В этом разделе мы исследуем протон-протонный цикл, роль атомов водорода в ядерном синтезе и образование ядер гелия в результате реакций синтеза.

Объяснение протон-протонного цикла

Протон-протонный цикл, также известный как цепочка ПП, Является основной процесс с помощью которого Солнце производит энергию. Он включает в себя серию ядерных реакций, которые превращают ядра водорода или протоны в ядра гелия. Этот цикл происходит в ядре Солнца, где температура и давление невероятно высоки.

Протон-протонный цикл состоит из несколько шагов, каждый из которых включает различные ядерные реакции. Первый шаг включает в себя два протона, объединяющиеся с образованием ядра дейтерия, также известного как тяжелый атом водорода. В качестве побочных продуктов этой реакции высвобождаются позитрон и нейтрино.

In следующий шагЯдро дейтерия соединяется с другим протоном, образуя ядро ​​гелия-3. Эта реакция высвобождает гамма-лучи фотон. Ядро гелия-3 затем сливается с еще одно ядро ​​гелия-3 для образования ядра гелия-4, двух протонов и два позитрона. Этот последний шаг -релизы два гамма-фотона.

Роль атомов водорода в ядерном синтезе

Атомы водорода играют решающую роль в процессе ядерного синтеза на Солнце. The Sun состоит преимущественно из газообразный водород, который служит топливо для реакций синтеза. В ядре Солнца что собой представляет высоких температурахs и давление заставляет атомы водорода сталкиваться друг с другом при невероятные скорости.

Когда атомы водорода сталкиваются, они могут преодолеть электростатическое отталкивание между их положительно заряженные ядра и подойти достаточно близко, чтобы сильная ядерная сила вступить в игру. Эта сила связывает протоны вместе, позволяя им сливаться и образовывать более тяжелые элементы, такие как гелий.

Образование ядер гелия в результате реакций синтеза

Слияние реакции в основной результат Солнца при образовании ядер гелия. Гелий образуется, когда два протона объединяются, образуя ядро ​​дейтерия, которое затем сливается с другим протоном, образуя ядро ​​гелия-3. Наконец, два ядра гелия-3 объединяются, образуя ядро ​​гелия-4.

Этот процесс образования ядер гелия в результате реакций синтеза высвобождает огромное количество энергии. Масса of ядро гелия немного меньше, чем объединенная масса of начальные ядра водорода, и эта недостающая масса преобразуется в энергию согласно знаменитому уравнению Эйнштейна E=mc².

Энергия, выделяющаяся в процессе термоядерного синтеза, питает Солнце и позволяет ему излучать свет и тепло. Без ядерного синтеза Солнце не смогло бы поддерживать себя и обеспечивать необходимые условия чтобы жизнь процветала на Земле.

В заключение процесс ядерного синтеза на Солнце есть сложное, но впечатляющее явление. В ходе протон-протонного цикла атомы водорода подвергаются реакциям синтеза с образованием ядер гелия, высвобождая при этом огромное количество энергии. Эта энергия питает Солнце, позволяя ему ярко сиять и поддерживать жизнь на нашей планете.