Pagrindinės sekos žvaigždės: vandenilio sintezė

Pagrindinės sekos žvaigždės: vandenilio sintezė

Ilga, stabili fazė, kai žvaigždės branduoliuose vyksta vandenilio sintezė, o gravitaciją atsveria spinduliuotės slėgis

Beveik kiekvienos žvaigždės gyvenimo istorijoje svarbiausią vietą užima pagrindinė seka – laikotarpis, apibūdinamas stabilia vandenilio sinteze jos branduolyje. Šiuo laikotarpiu iš branduolinės sintezės kylantis išorinis spinduliuotės slėgis tiksliai subalansuoja į centrą veikiančią gravitacinę jėgą, suteikdamas žvaigždei ilgą pusiausvyros ir vienodo šviesio amžių. Nesvarbu, ar tai menka raudonoji nykštukė, menkai šviečianti trilijonus metų, ar masyvi O spektro žvaigždė, intensyviai žibanti vos keletą milijonų metų, bet kuri žvaigždė, pasiekusi vandenilio sintezę branduolyje, laikoma esanti pagrindinėje sekoje. Šiame straipsnyje aptarsime, kaip vyksta vandenilio sintezė, kodėl pagrindinės sekos žvaigždėms būdingas toks stabilumas, ir kaip masė nulemia jų galutinį likimą.

1. Kas yra pagrindinė seka?

1.1 Hercšprungo–Raselo (H–R) diagrama

Žvaigždės padėtis H–R diagramoje, kur pagal ašis nurodomi šviesis (arba absoliutus ryškis) ir paviršiaus temperatūra (arba spektrinis tipas), dažnai nusako jos evoliucinę stadiją. Vandenilį branduolyje deginančios žvaigždės susitelkia į įstrižą juostą, vadinamą pagrindine seka:

  • Karštos, ryškios žvaigždės – viršutiniame kairiajame kampe (O, B tipai).
  • Vėsesnės, blankesnės žvaigždės – apatiniame dešiniajame kampe (K, M tipai).

Kai protžvaigždė pradeda vandenilio sintezę branduolyje, sakome, kad ji „atkeliauja“ į nulio amžiaus pagrindinę seką (ZAMS). Nuo to taško žvaigždės masė daugiausia lemia jos šviesį, temperatūrą ir jos pagrindinės sekos trukmę [1].

1.2 Stabilumo priežastis

Pagrindinėje sekoje žvaigždės randa pusiausvyrą – iš vandenilio sintezės branduolyje kylantis spinduliuotės slėgis tiksliai atsveria žvaigždės savos masės sukeltą gravitacinį spaudimą. Tokia patvari pusiausvyra laikosi, kol branduolyje akivaizdžiai nesumažėja vandenilio. Dėl to pagrindinė seka paprastai sudaro 70–90 % visos žvaigždės gyvenimo trukmės – „auksinį amžių“, kol prasideda ryškesni vėlesni pokyčiai.

2. Branduolyje vykstanti vandenilio sintezė: vidinė varomoji jėga

2.1 Protonų–protonų grandinė

Maždaug iki 1 Saulės masės žvaigždėms branduolyje dominuoja protonų–protonų (p–p) grandinė:

  1. Protonai susijungia, sudarydami deuterį, išskiria pozitronus ir neutrinus.
  2. Deuteris susijungia su dar vienu protonu, gaunant 3He.
  3. Dvi 3He dalelės susijungia ir išskiria 4He, kartu atkurdamos du protonus.

Kadangi vėsesnės, mažos masės žvaigždės branduolio temperatūra yra tik (~107 K keliems 107 K), p–p grandinė tokiomis sąlygomis veikia efektyviausiai. Nors kiekvieno etapo išlaisvinama energija nedidelė, sumoje šie įvykiai maitina į Saulę panašias ar mažesnes žvaigždes, leidžiančias joms stabiliai šviesti milijardus metų [2].

2.2 CNO ciklas masyviose žvaigždėse

Karštesnėse, masyvesnėse žvaigždėse (apie >1,3–1,5 Saulės masės) svarbesnę vandenilio sintezės grandį sudaro CNO ciklas:

  • Anglis, azotas ir deguonis atlieka katalizatorių vaidmenį, todėl protonų sintezė vyksta sparčiau.
  • Branduolio temperatūra paprastai viršija ~1,5×107 K, kur CNO ciklas intensyviai veikia, išskiriant neutrinos ir helio branduolius.
  • Galutinė reakcijos išeitis ta pati (keturi protonai → vienas helio branduolys), bet procesas eina per C, N ir O izotopus, paspartindamas sintezę [3].

2.3 Energijos pernaša: radiacija ir konvekcija

Branduolyje generuojama energija turi plisti į išorinius žvaigždės sluoksnius:

  • Radiacinė zona: Fotonai nuolat sklaidosi nuo dalelių, pamažu skverbdamiesi į išorę.
  • Konvekcinė zona: Vėsesnėse srityse (ar visiškai konvekcinėse mažos masės žvaigždėse) energija pernešama šiluminiais srautais.

Kur bus radiacinė, o kur konvekcinė zona, lemia žvaigždės masė. Tarkim, mažos masės M nykštukės gali būti visiškai konvekcinės, o Saulės tipo žvaigždės turi radiacinį branduolį ir konvekcinį sluoksnį išorėje.

3. Masės įtaka pagrindinės sekos trukmei

3.1 Trukmė nuo raudonųjų nykštukių iki O žvaigždžių

Žvaigždės masė yra svarbiausias veiksnys, nulemiantis, kiek laiko žvaigždė praleis pagrindinėje sekoje. Apytiksliai:

  • Didelės masės žvaigždės (O, B): Labai sparčiai sudegina vandenilį. Gyvena vos kelis milijonus metų.
  • Vidutinės masės žvaigždės (F, G): Panašios į Saulę, gyvena šimtus milijonų ar ~10 mlrd. metų.
  • Mažos masės žvaigždės (K, M): Lėtai sudegina vandenilį, gyvena nuo dešimčių iki gal net trilijonų metų [4].

3.2 Masės–šviesio santykis

Pagrindinėje sekoje žvaigždės šviesis apytikriai priklauso nuo masės L ∝ M3,5 (nors eksponentė svyruoja 3–4,5 skirtingiems masės diapazonams). Kuo masyvesnė žvaigždė, tuo didesnis jos šviesis, todėl tokia žvaigždė greičiau išeikvoja vandenilį branduolyje ir gyvena trumpiau.

3.3 Nuo nulio amžiaus iki baigtinės pagrindinės sekos

Kai žvaigždė pirmąkart pradeda vandenilio sintezę branduolyje, vadiname ją nulio amžiaus pagrindinės sekos (ZAMS) žvaigžde. Laikui bėgant branduolyje kaupiasi helis, šiek tiek keičiantis žvaigždės vidinę struktūrą ir ryškį. Artėjant baigtinei pagrindinei sekai (TAMS), žvaigždė jau išnaudojo daugumą vandenilio branduolyje ir ruošiasi pereiti į posūgį link raudonojo milžino ar supermilžino fazės.

4. Hidrostatinė pusiausvyra ir energijos gamyba

4.1 Išorinis slėgis prieš gravitaciją

Pagrindinėje sekoje žvaigždės viduje:

  1. Terminis + radiacinis slėgis iš sintezės branduolyje,
  2. Vidinis gravitacijos poveikis dėl žvaigždės masės.

Šią pusiausvyrą išreiškia hidrostatinės pusiausvyros lygtis:

dP/dr = -ρ (G M(r) / r²),

kur P yra slėgis, ρ tankis, o M(r) – masė, esanti spinduliu r. Tol, kol branduolyje nestinga vandenilio, sintezės kuriama energija išlieka tiek, kad palaikytų stabilų žvaigždės dydį, neleidžiant jai nei sugriūti, nei išsipūsti [5].

4.2 Nepralaidumas (optinis storis) ir energijos pernaša žvaigždėje

Žvaigždės vidinės cheminės sudėties, jonizacijos būklės ir temperatūros gradiento kitimas veikia optiškai storą terpę – fotonams keliauti sunku, arba lengva, priklausomai nuo sąlygų. Jei spinduliuotės sklaida (difuzija) efektyvi, tai vyrauja radiacijos pernaša, o jei dalelių sugertis per didelė ir sukelia sluoksnio nestabilumą, vyrauja konvekcija. Pusiausvyra palaikoma, kai žvaigždė adaptuoja savo tankio ir temperatūros profilį taip, kad generuojama galia (šviesis) atitiktų pro jos paviršių išeinantį srautą.

5. Stebėjimų rodikliai

5.1 Spektrinė klasifikacija

Pagrindinėje sekoje esančios žvaigždės spektrinis tipas (O, B, A, F, G, K, M) koreliuoja su paviršiaus temperatūra ir spalva:

  • O, B: Karštos (>10 000 K), šviesios, trumpaamžės.
  • A, F: Vidutiniškai karštos, gyvavimo trukmė vidutinė.
  • G: Panašios į Saulę (~5 800 K),
  • K, M: Vėsesnės (<4 000 K), blankesnės, bet gali gyventi labai ilgai.

5.2 Masės–šviesio–temperatūros sąsajos

Masė nulemia žvaigždės šviesį bei paviršiaus temperatūrą pagrindinėje sekoje. Matavus žvaigždės spalvą (arba spektrinius požymius) ir absoliutų šviesį, galima nustatyti jos masę bei evoliucinę būklę. Suvesti šiuos duomenis su žvaigždžių modeliais leidžia gauti amžiaus sąmatą, metališkumo charakteristikas ir įžvelgti, kaip žvaigždė toliau evoliucionuos.

5.3 Žvaigždžių evoliucijos skaitmeninės programos ir izochronos

Tirdami žvaigždžių spiečių spalvos-ryškio diagramas ir teorines izochronas (vienodo amžiaus kreives H–R diagramoje), astronomai apskaičiuoja žvaigždžių populiacijų amžių. Pagrindinės sekos atsiskyrimo taškas (turnoff) – kur spiečiaus masyviausios žvaigždės baigia deginti vandenilį – nurodo spiečiaus amžių. Taigi stebėjimai, kaip žvaigždės išsidėsčiusios pagrindinėje sekoje, yra svarbiausias žvaigždžių evoliucijos trukmės ir žvaigždėdaros istorijų matas [6].

6. Pagrindinės sekos pabaiga: vandenilio branduolyje išeikvojimas

6.1 Branduolio traukimasis ir išorinių sluoksnių plėtimasis

Kai žvaigždė išnaudoja branduolinį vandenilį, branduolys ima trauktis ir kaisti, o aplink branduolį užsidega vandenilio degimo sluoksnis. Šios sluoksnio radiacija gali išpūsti išorinius sluoksnius, perkeliančius žvaigždę į submilžinę ar milžinišką stadiją už pagrindinės sekos ribų.

6.2 Helio užsidegimas ir kelias po pagrindinės sekos

Priklausomai nuo masės:

  • Mažos ar Saulės masės žvaigždės (< ~8 M⊙) kyla raudonųjų milžinų šaka, vėliau užsidega helis branduolyje, tampa raudonais milžinais ar HB (horizontalios šakos) žvaigždėmis, kol galiausiai lieka baltąja nykštuke.
  • Masyvios žvaigždės tampa supermilžinėmis, fiksuodamos sunkesnius elementus iki geležies, kol galop patiria branduolio kolapso supernovą.

Taigi pagrindinė seka – ne tik stabilus amžius, bet ir bazinis atskaitos taškas žvaigždės stipriems pokyčiams vėlesnėse stadijose [7].

7. Išskirtinės situacijos ir variacijos

7.1 Itin mažos masės žvaigždės (raudonosios nykštukės)

M spektrinės klasės žvaigždės (0,08–0,5 M⊙) yra visiškai konvekcinės, tad vandenilis tolygiai maišomas branduolyje, žvaigždė gali deginti jį nepaprastai ilgai – iki trilijonų metų. Jų paviršiaus temperatūra (~3 700 K ar mažiau) ir menkas šviesis apsunkina stebėjimus, bet tai yra dažniausios žvaigždės galaktikoje.

7.2 Labai masyvios žvaigždės

Virš ~40–50 M⊙ masę siekiančios žvaigždės patiria stiprius žvaigždinius vėjus ir spinduliuotės slėgį, sparčiai netenka masės. Kai kurios gali trumpai išlikti pagrindinėje sekoje, vos kelis milijonus metų, paskui tampa Volfo–Rajė žvaigždėmis, atidengdamos karštus branduolinius sluoksnius prieš pat sprogdamos kaip supernovos.

7.3 Metališkumo poveikis

Cheminė sudėtis (ypač metališkumas, t. y. už helio sunkesnių elementų kiekis) lemia optiškai storos terpės savybes ir sintezės spartą, nepastebimai keisdamas žvaigždės vietą pagrindinėje sekoje. Mažai metalų turinčios (II populiacijos) žvaigždės gali būti karštesnės (mėlynesnės) prie tokios pačios masės, o turinčios daugiau metalų bus didesnio nepermatomumo ir vėsesnio paviršiaus tam pačiam masės lygiui [8].

8. Kosminė perspektyva ir galaktikų evoliucija

8.1 Galaktinio spindesio palaikymas

Kadangi daugeliui žvaigždžių pagrindinė seka trunka neįtikėtinai ilgai, jos lemia didžiausią dalį galaktikos bendro šviesio, ypač spiralinėse galaktikose, kur toliau vyksta žvaigždėdara. Pagrindinės sekos žvaigždžių populiacijų analizė yra būtina, norint suprasti galaktikų amžių, žvaigždėdaros spartą bei cheminę raidą.

8.2 Žvaigždžių spiečiai ir pradinio masės pasiskirstymo funkcija

Žvaigždžių spiečiuose visos žvaigždės gimsta panašiu metu, bet turi įvairias mases. Bėgant laikui, masyviausios pagrindinės sekos žvaigždės pirmos pasitraukia iš diagramos, taip nustatant spiečiaus amžių ties vadinamuoju pagrindinės sekos „atsiskyrimo tašku“. Be to, pradinio masės pasiskirstymo (IMF) funkcija apsprendžia, kiek susiformuoja masyvių ir mažų žvaigždžių, nulemiančių spiečiaus bendrą ryškį bei grįžtamojo ryšio intensyvumą.

8.3 Saulės pagrindinė seka

Mūsų Saulė maždaug 4,6 mlrd. metų praleido maždaug pusiaukelėje savo pagrindinėje sekoje. Po dar ~5 mlrd. metų ji išeis iš pagrindinės sekos, virsdama raudonąja milžine ir galiausiai – baltąja nykštuke. Šis ilgas stabilios sintezės periodas, maitindamas Saulės sistemą, akivaizdžiai rodo, kad pagrindinės sekos žvaigždės gali suteikti pastovias sąlygas, itin svarbias planetų formavimuisi bei galimai gyvybei.

9. Dabartiniai tyrimai ir ateities įžvalgos

9.1 Precizinė astrometrija ir seismologija

Gaia misija nepaprastu tikslumu matuoja žvaigždžių padėtis ir judesius, taip tobulindama masės–šviesio ryšius bei spiečių amžiaus tyrimus. Asteroseismologija (pvz., Kepler, TESS) nagrinėja žvaigždžių virpesius, leidžiančius atskleisti branduolinio sukimosi greičius, maišymosi mechanizmus ir chemines sandaros subtilybes, pagerinančias pagrindinės sekos modelius.

9.2 Išskirtiniai branduoliniai keliai

Išskirtinėmis sąlygomis arba esant tam tikram metališkumui, žvaigždė gali naudoti kitokius ar gerokai pažengusius sintezės būdus. Tyrinėjant labai mažo metališkumo halų žvaigždes, po pagrindinės sekos objektus ar trumpai gyvuojančias masyvias žvaigždes, išryškėja įvairi branduolinės sintezės įvairovė, pasireiškianti skirtingų masių ir cheminės sudėties žvaigždėse.

9.3 Susijungimai ir dvejetainių sistemų sąveikos

Siauros dvinarės sistemos gali apsikeisti mase, kartais atnaujindamos žvaigždę į pagrindinę seką ar pailgindamos jos trukmę (pvz., mėlynų klajūnių reiškinys senose spiečiuose). Tyrinėjant dvejetainių žvaigždžių evoliuciją, susiliejimus ir masės pernašą paaiškinama, kaip kai kurios žvaigždės gali „apgauti“ įprastą pagrindinės sekos eigą ir paveikti bendrą H–R diagramos vaizdą.

10. Išvada

Pagrindinės sekos žvaigždės žymi pamatinę ir ilgiausią žvaigždės gyvenimo stadiją, kai branduolyje degantis vandenilis suteikia stabilią pusiausvyrą, priešpriešinant gravitacijos spaudimui išorinį spinduliuotės srautą. Žvaigždės masė apsprendžia jos šviesį, gyvavimo laiką ir sintezės kelią (p–p grandinę ar CNO ciklą), nulemdama, ar ji gyvens trilijonus metų (raudonoji nykštukė), ar žlugs vos per kelis milijonus (O tipo žvaigždė). Analizuojant pagrindinės sekos požymius – pasitelkiant H–R diagramos duomenis, spektroskopiją ir teorinius žvaigždžių struktūros modelius – astronomai sukuria tvirtus žvaigždžių evoliucijos ir galaktikų populiacijų pažinimo pagrindus.

Nors ši fazė atrodo santykinai rami ir ilga, pagrindinė seka tėra atspirties taškas žvaigždės kitiems reikšmingiems pokyčiams – ar ji taps raudonuoju milžinu, ar skubės į supernovos pabaigą. Bet kuriuo atveju, didžioji dalis kosminės šviesos ir cheminio praturtinimo kyla būtent iš šių ilgalaikių, stabilių vandenilį deginančių žvaigždžių, išsimėčiusių visatoje.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Eddington, A. S. (1926). The Internal Constitution of the Stars. Cambridge University Press. – Pamatinis veikalas apie žvaigždžių sandarą.
  2. Böhm-Vitense, E. (1958). “Über die Wasserstoffkonvektionszone in Sternen verschiedener Effektivtemperaturen und Leuchtkräfte.” Zeitschrift für Astrophysik, 46, 108–143. – Klasikinis darbas apie žvaigždžių konvekciją ir maišymąsi.
  3. Clayton, D. D. (1968). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. McGraw–Hill. – Aprašo branduolinės sintezės procesus žvaigždėse.
  4. Kippenhahn, R., Weigert, A., & Weiss, A. (2012). Stellar Structure and Evolution, 2-oji laida. Springer. – Šiuolaikinis vadovėlis apie žvaigždžių evoliuciją nuo susidarymo iki vėlyvųjų fazių.
  5. Stancliffe, R. J., et al. (2016). “The Kepler–Gaia connection: measuring evolution and physics from multi-epoch high-precision data.” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 128, 051001.
  6. Ekström, S., et al. (2012). “Grids of stellar models with rotation I. Models from 0.8 to 120 Msun at solar metallicity.” Astronomy & Astrophysics, 537, A146.
  7. Salaris, M., & Cassisi, S. (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley & Sons. – Išsamus vadovėlis apie žvaigždžių evoliucijos modeliavimą ir populiacijų sintezę.
  8. Massey, P. (2003). “Massive Stars in the Local Group: Implications for Stellar Evolution and Star Formation.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 41, 15–56.
Retour au blog