Secvența principală

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare


Secvența principală este o bandă continuă și evidentă de stele dispuse aproape în diagonală în diagrama Hertzsprung-Russell , o reprezentare grafică care leagă temperatura reală (prezentată pe abscisă ) și luminozitatea (prezentată pe ordonată ) a stelelor. Stelele care se grupează în această bandă sunt numite stele secvenței principale sau „stele pitice”, deși denumirea din urmă a căzut în desuetudă [1] [2] .

După formarea într-un nor molecular , o stea generează energie în miezul său prin reacțiile nucleare de fuziune a hidrogenului în heliu . În această fază lungă a ciclului său de viață , steaua se plasează în secvența principală într-o poziție care este determinată în principal de masa sa și de alți factori, cum ar fi compoziția sa chimică. Toate stelele de secvență principală se află într-o stare de echilibru hidrostatic în care presiunea termică și, în stelele masive, presiunea de radiație [3] a miezului, îndreptate spre exterior, contracarează prăbușirea gravitațională naturală a straturilor stelei, îndreptate spre interior. Dependența puternică a ratei de creare a energiei de temperatură și densitate contribuie la menținerea acestui echilibru.

Energia produsă în miez este transportată prin straturile superioare prin radiație sau convecție , în funcție de gradientul de temperatură și opacitate; în cele din urmă ajunge în fotosferă , din care este radiată în spațiu sub formă de energie radiantă . Stelele secvenței principale cu o masă mai mare de 1,5 mase solare (M ☉ ) au un nucleu convectiv, în timp ce energia este transportată prin radiații între nucleu și suprafață. In stele , cu o masă cuprinsă între 1,5 M și 0,5 M ☉ ☉ opus are loc: ele au un nucleu în care transmiterea energiei are loc prin radiație, în timp ce prin convecție este declanșată deasupra nucleului, în apropierea suprafeței. În cele din urmă, stelele secvenței principale cu masa mai mică de 0,5 M ☉ au un interior complet convectiv.

Cu cât steaua este mai masivă, cu atât timpul este mai scurt în secvența principală; aceasta deoarece, pe măsură ce masa crește, este necesar ca procesele nucleare să aibă loc la o rată mai mare (și, prin urmare, mai rapidă) pentru a contracara gravitatea masei mai mari și pentru a evita colapsul. După cantitatea de hidrogen din nucleu este complet convertit în heliu, steaua iese din secvența principală, urmând diferite „căi“ , în funcție de masa: stele cu mai puțin de 0,23 M ☉ devin direct pitice albe , în timp ce stelele cu mase mai mari trec prin faza unei stele uriașe sau, în funcție de masă, supergigantă , [4] și apoi, după fenomene mai mult sau mai puțin violente (cum ar fi explozia unei supernove ), ajung la faza finală a unei stele degenerate . [5]

Secvența principală este uneori împărțită în două părți, una superioară și una inferioară, pe baza procesului utilizat predominant de stea în producerea de energie. Partea inferioară a secvenței este ocupată de stele cu o masă mai mică de 1,5 M ☉ , care fuzionează hidrogenul în heliu prin exploatarea unei secvențe de reacții care ia numele de lanț proton-proton . Deasupra acestei mase, în secvența principală superioară, fuziunea hidrogenului în heliu are loc folosind atomii de carbon , azot și oxigen ca catalizatori , într-un ciclu de reacții cunoscut sub numele de ciclul CNO .

fundal

La începutul secolului XX, o mulțime de informații erau deja disponibile cu privire la proprietățile stelelor și la distanțele lor față de Pământ. Descoperirea că spectrul fiecărei stele avea caracteristici care permiteau distincția între o stea și alta a permis dezvoltarea diferitelor sisteme de clasificare ; printre acestea, unul dintre cele mai importante a fost cel implementat de Annie Jump Cannon și Edward Charles Pickering la Harvard College Observatory, care a devenit cunoscut sub numele de schema Harvard , în urma publicării sale în Harvard Annals în 1901 . [6]

Diagrama Hertzsprung-Russell aranjează stelele în funcție de luminozitatea (sau magnitudinea absolută ) și de indicele lor de culoare (reprezentat ca BV). Secvența principală este banda diagonală evidentă care începe din stânga sus și se termină în partea dreaptă jos a diagramei. Diagrama din figură arată poziția a 22.000 de stele preluate din catalogul Hipparcos și a 1.000 de stele cu lumină redusă ( pitici albi și pitici roșii ) preluate din catalogul Gliese .

La Potsdam , în 1906, astronomul danez Ejnar Hertzsprung a observat că stelele a căror culoare tindea mai mult spre roșu (clasificate în tipurile K și M ale schemei Harvard) puteau fi împărțite în două grupuri în funcție de faptul dacă erau mai mult sau mai puțin strălucitoare. De soare; pentru a distinge cele două grupuri, el a dat numele de „ giganți ” celor mai strălucitori și „pitici” celor mai puțin strălucitori. În anul următor a început să studieze grupurile de stele (grupuri de stele plasate la aproximativ aceeași distanță), publicând primele grafice care comparau culoarea și luminozitatea stelelor care le alcătuiau; în aceste grafice a apărut o evidentă bandă continuă de stele, pe care Hertzsprung a dat numele de „secvență principală”. [7] O linie similară de cercetare a fost urmărită la Universitatea Princeton de Henry Norris Russell , care a studiat relațiile dintre clasa spectrală a unei stele și luminozitatea sa efectivă luând în considerare distanța (adică magnitudinea absolută ). Pentru aceasta a folosit un anumit număr de stele care aveau valori de paralaxă fiabile și care fuseseră clasificate în conformitate cu schema Harvard. Când a făcut o reprezentare grafică a tipurilor spectrale ale acestor stele în comparație cu magnitudinea lor absolută, Russell a descoperit că „stelele pitice” identificate de Hertzsprung au urmat o relație distinctă de celelalte tipuri; acest lucru a făcut posibilă prezicerea adevăratei luminozități a stelei cu o precizie rezonabilă. [8]

Secvența principală a stelelor roșii observate de Hertzsprung a respectat relația spectru-luminozitate descoperită de Russell. Cu toate acestea, giganții erau mult mai strălucitori decât stelele pitice și, prin urmare, nu respectau această relație. Russell a emis ipoteza că stelele gigantice au o densitate scăzută sau o suprafață radiantă mare, în timp ce inversul era adevărat pentru stelele pitice [8] .

În 1933 Bengt Strömgren a inventat termenul diagramă Hertzsprung-Russell pentru a desemna diagrama spectru-luminozitate [9] . Acest nume derivă din faptul că Hertzsprung și Russell făcuseră cercetări paralele asupra aceleiași probleme la începutul secolului al XX-lea [7] .

Modelele de evoluție stelară propuse în jurul anilor 1930 au prezis că, pentru stelele cu compoziție chimică similară, a existat o relație între masa stelară, luminozitatea și raza sa. Această relație a fost menționată în teorema Vogt-Russell , numită în cinstea descoperitorilor săi Heinrich Vogt și Henry Norris Russell. Această teoremă afirmă că, odată ce se cunoaște compoziția chimică a unei stele și poziția acesteia în secvența principală, este posibil să se deriveze raza și masa stelei (cu toate acestea, s-a descoperit mai târziu că teorema nu se aplică stelelor care au compoziția chimică neuniformă) [10] .

O schemă de clasificare stelară îmbunătățită a fost publicată în 1943 de WW Morgan și PC Keenan [11] . Clasificarea MK atribuie fiecărei stele o clasă spectrală (bazată pe schema Harvard) și o clasă de luminozitate. Schema Harvard a atribuit fiecărei stele o literă a alfabetului pe baza puterii liniilor spectrale de hidrogen pe care le-a prezentat spectrul stelei. Acest lucru se făcuse când relația dintre spectru și temperatură nu era încă cunoscută. Când stelele au fost sortate în funcție de temperatură și când s-au îndepărtat unele duplicate între clase, clasele spectrale au fost sortate în funcție de o temperatură descrescătoare pentru a forma secvența O, B, A, F, G, K și M. o frază de reținut cu ușurință această scală: "Oh Be A Fine Girl / Guy, Kiss Me"; Oh, be a nice girl / boy, kiss me ). Clasele O și B corespundeau culorilor albastru și albastru deschis, în timp ce clasele K și M corespundeau culorilor roșu-portocaliu. Clasele intermediare au fost alb (clasa A) și galben (clasa G), în timp ce clasa F a avut o culoare intermediară între cele două. Clasele de luminozitate au variat de la I la V, în ordinea scăderii luminozității. Stelele de strălucire V au corespuns cu cele din secvența principală [12] .

Formare

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Formarea stelelor .
Impresia artistului asupra protostelului descoperit în norul întunecat LDN 1014 ; clar vizibile sunt discul de acumulare și jeturile care se ramifică de la polii protostelului.

Când se formează o protostelă prin prăbușirea unui nor molecular de gaz și praf, compoziția sa chimică inițială constă de obicei din 70% hidrogen, 28% heliu și urme ale altor elemente [13] . Masa inițială a stelei depinde de condițiile locale ale norului: distribuția maselor între stelele în creștere dintr-un nor este descrisă de funcția de masă inițială [14] . În stadiile incipiente ale colapsului, steaua secvenței pre-principale generează energie prin contracție gravitațională, dar când nucleul atinge un grad suficient de densitate , începe să fuzioneze hidrogenul cu heliu, producând din ce în ce mai multă energie în acest mod [12] .

Când fuziunea nucleară devine procesul dominant de producere a energiei și energia derivată din contracția gravitațională s-a dispersat [15] , steaua se află într-un punct din secvența principală din diagrama HR, dependent în principal de masa sa. Astronomii se referă la acest stadiu al evoluției stelare cu expresia Zero-Age Main Sequence (ZAMS), secvența principală de vârstă zero [16] .

O stea rămâne în poziția sa inițială în secvența principală până când o porțiune semnificativă din hidrogenul prezent în miezul său este transformat în heliu. În acest moment, iese din secvența principală, deplasându-se spre partea dreaptă sus a diagramei HR, adică devenind mai luminos și mai puțin fierbinte la suprafață. Prin urmare, secvența principală este ocupată de stelele care produc energie prin topirea hidrogenului prezent în nucleul lor [12] .

Caracteristici stelare

Majoritatea stelelor existente fac parte din secvența principală. Acest lucru se datorează faptului că poziția din diagrama HR a unei stele care fuzionează hidrogen în nucleul său depinde, cu un anumit grad de aproximare, numai de masa sa: de fapt, masa determină atât clasa spectrală, cât și luminozitatea absolută. a stelei. stea. Deoarece etapa de fuziune a hidrogenului este locul în care o stea își petrece cea mai mare parte a existenței, majoritatea stelelor se vor poziționa de-a lungul secvenței principale [17] .

O imagine a Soarelui realizată de „Asamblarea imagistică atmosferică a Observatorului Solar Dynamics din NASA .

Temperatura și culoarea

Clasa spectrală a unei stele este determinată de temperatura suprafeței stelei în sine. De fapt, legea Wien prevede că un corp negru încălzit la o anumită temperatură va emite radiații electromagnetice cu o anumită intensitate de vârf. În special, acest vârf va coincide cu o lungime de undă cu cât este mai scurtă, cu atât este mai mare temperatura corpului negru. Deși o stea nu este un corp negru, ea poate fi luată în considerare cu o oarecare aproximare. Rezultă că temperatura fotosferei stelei va determina vârful intensității maxime a radiației emise și, în consecință, culoarea stelei în sine. Un indicator al clasei spectrale căreia îi aparține steaua este indicele său de culoare , B - V , care măsoară diferența dintre magnitudinea aparentă a stelei în lungimea albastrului ( B ) și cea a vizibilului ( V ); aceste mărimi sunt determinate prin intermediul unor filtre speciale. Prin urmare, valoarea B - V oferă o măsură a temperaturii stelei.

Masa și raza

Dacă în mod ideal considerăm stelele drept corpuri negre, atunci poziția lor în diagrama HR le determină raza ; de fapt, raza, temperatura și luminozitatea absolută sunt legate de legea Stefan-Boltzmann :

unde σ este constanta Stefan-Boltzmann . Cunoscând luminozitatea și temperatura, este posibil, prin urmare, să se obțină raza unei stele [18] .

Masa unei stele de secvență principală este strâns legată de raza și luminozitatea acesteia. Relația masă-luminozitate specifică raportul dintre luminozitatea L și masa M , care, în versiunea sa aproximativă, afirmă că raportul dintre luminozitățile a două stele este proporțional cu puterea a treia și jumătate din raportul dintre masele lor:

unde L 1 și L 2 sunt luminile celor două stele și M 1 și M 2 masele lor. Relația dintre masa M și raza R este aproximativ o relație liniară : de fapt, raportul dintre M și R crește de doar trei ori cu cât M crește cu 2,5 ordine de mărime . O aproximare mai bună decât relația liniară simplă este dată de relația: R ∝ M 0,78 [19]

Exemple

Tabelul de mai jos prezintă valorile tipice pentru stelele secvenței principale. Valorile luminozității ( L ), razei ( R ) și ale masei ( M ) sunt relative la Soare, o stea de secvență principală din clasa spectrală G2. Valorile sunt aproximative: valorile reale ar putea fi 20-30% diferite de cele raportate:

Tabelul de parametri al stelelor secvenței principale [20]
Clasă
Spectral		 rază Masa Luminozitate Temperatura Exemple [21]
R / R ☉ M / M ☉ L / L ☉ K.
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
A5 1.7 2.1 20 8.620 Beta Pictoris
F0 1.4 1.7 6 7.240 Gama Virginis
F5 1.2 1.29 2.5 6.540 Eta Arietis
G0 1,05 1.10 1.26 6.000 Beta Comae Berenices
G2 1,00 1,00 1,00 5.920 Soare
G5 0,93 0,93 0,79 5.610 Alpha Mensae
K0 0,85 0,78 0,40 5.150 70 Ophiuchi A
K5 0,74 0,69 0,16 4.640 61 Cygni A [22]
M0 0,63 0,47 0,063 3.920 Gliese 185 [23]
M5 0,32 0,21 0,0079 3.120 EZ Aquarii A
M8 0,13 0,10 0,0008 - Steaua lui Van Biesbroeck [24]

Generarea de energie

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: nucleosinteza stelară .

Toate stelele secvenței principale au un nucleu în care energia este generată prin fuziunea hidrogenului în heliu. Temperatura și densitatea acestui miez trebuie să fie de așa natură încât să producă suficientă energie pentru a susține restul stelei. O reducere a ratei de producție a energiei ar provoca o contracție a stelei și o creștere consecventă a densității și temperaturii miezului, ceea ce ar duce la o creștere a ratei de fuziune și a producției de energie. La fel, o creștere a producției de energie determină extinderea stelei, ceea ce duce la o scădere a densității miezului și a temperaturii. Prin urmare, steaua este un sistem în echilibru hidrostatic care rămâne stabil pe tot parcursul șederii sale în secvența principală datorită mecanismelor sale de autoreglare [25] .

Acest grafic corelează logaritmul cantității de energie produsă (ε) cu logaritmul temperaturii (T) pentru lanțul proton-proton (PP), ciclul CNO și procesul triplu α . Linia punctată arată suma energiilor produse de PP și CNO în interiorul unei stele. La temperatura la care se află miezul solar , PP este mai eficient.

Stelele secvenței principale utilizează două tipuri de procese de fuziune cu hidrogen, iar rata de generare a energiei fiecăruia depinde de temperatura miezului. Astronomii împart secvența principală în două părți, cea superioară și cea inferioară, din cauza tipului dominant de proces. Stelele care pot fi plasate în partea inferioară a secvenței principale produc energie în principal prin intermediul lanțului proton-proton (PP), care fuzionează hidrogenul în deuteriu și deuteriul în heliu printr-o serie de etape intermediare [26] . Stelele din partea de sus a secvenței principale au un miez suficient de fierbinte și dens pentru a utiliza eficient ciclul carbon-azot (CNO). Acest proces folosește carbon , azot și oxigen pentru a acționa ca catalizatori pentru procesul de fuziune a hidrogenului în heliu.

La temperatura de 18 milioane Kelvin , lanțul PP și ciclul CNO au același grad de eficiență și fiecare generează jumătate din energia produsă în miezul stelar. Aceasta este temperatura care este atinsă în miezul stelelor de 1,5 mase solare . Peste această temperatură, ciclul CNO devine mai eficient, în timp ce sub ea se află lanțul PP. Prin urmare, cu o anumită aproximare, putem spune că stelele din clasa spectrală F sau mai rece aparțin părții inferioare a secvenței principale, în timp ce cele din clasa A sau mai calde aparțin părții superioare [27] . Trecerea de la o formă de producție de energie la alta se extinde pentru mai puțin de o masă solară: în stele precum Soarele din clasa spectrală G2 doar 1,5% din energie este generată prin ciclul CNO [28] ; dimpotrivă, stelele cu cel puțin 1,8 mase solare își generează aproape toată energia prin ciclul CNO [29] .

Până în prezent, nici stele , cu o mai mare decât masa 120-200 ☉ M au fost observate [30] . Explicația teoretică a acestei limite este că stelele cu masă mai mare nu pot radia energia pe care o produc suficient de repede pentru a rămâne stabilă, astfel încât excesul de masă este ejectat într-o serie de explozii care determină stabilizarea stelei [31] . Limita de masă inferioară a unei stele este determinată de condițiile minime de temperatură și densitate ale miezului care conduc la inițierea lanțului PP: această limită este plasată în jur de 0,08 M ☉ [26] . Mai jos, nu mai putem vorbi de stele, ci doar de obiecte sub-stelare, cum ar fi piticele brune [32] .

Structura

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Structura stelară .

Deoarece există o diferență de temperatură între miez și suprafața unei stele (sau fotosferă ), energia produsă în miez este transferată la suprafață. Acest transfer are loc în două moduri: prin radiație și prin convecție . Zonele radiative sunt părțile stelei unde energia este transferată prin radiație, iar zonele convective sunt cele în care energia este transferată prin convecție. În zonele radiative există puține mișcări de plasmă și energia este transportată prin intermediul undelor electromagnetice ; invers, în zonele convective energia este transportată prin mișcări de plasmă și în special odată cu creșterea materialului fierbinte și coborârea materialului mai rece. Convecția este un mecanism de transport al energiei mai eficient decât radiația, dar poate funcționa numai atunci când este prezent un gradient de temperatură ridicat [25] [33] .

Structura internă a unor stele în raport cu masa lor; curbele reprezintă zona convectivă , liniile întrerupte zona radiativă .

În stelele masive, peste 10 M ☉ [34] , viteza de producție a energiei prin intermediul ciclului CNO este extrem de sensibilă la temperatură, astfel încât procesele de fuziune sunt foarte concentrate în miezul interior al stelei. Prin urmare, există un gradient de temperatură ridicat între zona de topire și restul miezului; în aceste condiții convecția poate funcționa eficient [26] în interiorul miezului stelar pentru a îndepărta heliul produs de fuziune din miezul interior. În acest fel, stelele de acest tip sunt capabile să consume cantități mari de hidrogen în timpul șederii lor în secvența principală. În regiunile exterioare ale stelelor masive, transportul energiei are loc prin radiații. [25]

Sub 10 M ☉ , stelele secvenței principale au un miez interior de heliu inactiv înconjurat de un nucleu exterior convectiv de hidrogen în care au loc reacții nucleare : heliul produs tinde, prin urmare, să se acumuleze în centru. Cu cât steaua este mai puțin masivă, cu atât grosimea miezului de hidrogen convectiv exterior este mai mică. La stelele cu masă intermediară, cum ar fi Sirius , nucleul convectiv este foarte mic, iar transportul energiei în stea are loc în principal prin radiații [35] . La stelele cu o masă mai mică de 2 M ☉ nucleul convectiv dispare complet și au un interior complet radiativ. Sub 1,8 M ☉ deasupra miezului radiativ stabil se formează o zonă convectivă care transportă energia la suprafață prin amestecarea straturilor exterioare ale stelei. Pe măsură ce masa scade, grosimea acestei zone convective crește în detrimentul zonei radiative centrale până când în stelele cu o masă mai mică (mai mică de 0,4 M ☉ ) nucleul radiativ dispare și zona convectivă se extinde pentru întreaga stea [14] . În consecință, heliul produs în nucleu este distribuit în stea într-un mod relativ omogen [25] .

Variația luminozitate-culoare

Ca heliu inert, produsul fuziunii, se acumulează în miezul stelei, reducerea cantității de hidrogen din stea se traduce printr-o scădere a ratei de fuziune. Ca urmare, miezul stelar se contractă prin creșterea temperaturii și presiunii sale, ceea ce produce o nouă creștere a ratei de topire pentru a compensa densitatea mai mare a miezului. Producția mai mare de energie de către miez crește strălucirea și raza stelei în timp [27] . De exemplu, strălucirea Soarelui, când a intrat în secvența principală, era de aproximativ 70% din ceea ce este astăzi [36] . Prin schimbarea luminozității, steaua își schimbă și poziția în diagrama HR. În consecință, secvența principală nu este o linie simplă în diagramă, ci apare ca o bandă relativ groasă deoarece conține stele de toate vârstele [37] .

Există și alți factori care lărgesc banda de secvență principală. Unele sunt extrinseci, cum ar fi incertitudinile la distanță de stele sau prezența unei stele binare nerezolvate care modifică parametrii stelari. Dar altele sunt intrinseci: pe lângă compoziția chimică diferită, datorită atât metalicității inițiale a stelei, cât și stadiului său evolutiv [38] , interacțiunilor cu un însoțitor apropiat [39] , o rotație deosebit de rapidă [40] sau o în câmpul magnetic particular, pot schimba ușor poziția stelei în secvența principală. De exemplu, stelele care au o metalicitate foarte redusă, adică, care sunt foarte sărace în elemente cu un număr atomic mai mare decât cel al heliului, sunt plasate puțin sub secvența principală. Sunt cunoscute sub numele de stele subdwarf , deși, la fel ca toate celelalte stele secvențiale principale, fuzionează hidrogen în nucleele lor [41] .

O regiune aproape verticală în diagrama HR, cunoscută sub numele de bandă de instabilitate , este ocupată de stelele variabile pulsatorii, dintre care cele mai cunoscute sunt variabilele Cepheid . Pulsațiile sunt legate de fluctuațiile de luminozitate cu perioade foarte regulate. Banda de instabilitate intersectează partea superioară a secvenței principale în regiunea claselor A și F, adică în cea ocupată de stele având o masă cuprinsă între 1 și 2 M ☉ . Partea din banda de instabilitate cea mai apropiată de secvența principală este ocupată de variabilele Delta Scuti . Stelele variabile ale secvenței principale din această regiune prezintă doar mici modificări ale luminozității, care sunt greu de detectat [42] . Alte stele secvențiale principale variabile, cum ar fi variabilele Beta Cephei , nu au nicio relație directă cu banda de instabilitate.

Timp de ședere în secvența principală

Tabelul prezintă relația masă-luminozitate pentru stele pe măsură ce intră în secvența principală. Masa și luminozitatea sunt relative la cele ale Soarelui.

Energia totală pe care o stea o poate genera prin fuziune este limitată de cantitatea de hidrogen prezentă în nucleul său. Pentru ca o stea să fie în echilibru, energia generată în miez trebuie să fie egală cu cea radiată de suprafață. Întrucât luminozitatea este echivalentă cu energia radiată în unitatea de timp, lungimea vieții unei stele poate fi dedusă ca o primă aproximare din energia pe care o poate produce în timpul existenței sale, împărțind-o la luminozitatea sa [43] .

În stelele secvenței principale, luminozitatea ( L ) și masa ( M ) sunt corelate de relația masă-luminozitate [44] , care poate fi exprimată aproximativ prin următoarea lege a puterii :

Această relație se aplică stelelor secvenței principale cu masa cuprinsă între 0,1 și 50 M ☉ [45] . Deoarece combustibilul nuclear disponibil pentru fuziune este proporțional cu masa stelei și deoarece Soarele este destinat să rămână în secvența principală aproximativ 10 miliarde de ani [46] , putem calcula timpul de ședere al unei stele în secvența principală ( ) prin compararea masei și luminozității sale cu cele ale Soarelui și obținerea celei a stelei din momentul de permanență al Soarelui în secvența principală[47] : de fapt, numărul de ani de permanență a unei stele în secvență va fi fii egal cu:

ani

Unde Și sono il rispettivamente il rapporto fra la massa e la luminosità della stella con quella del Sole. Ora, come si è detto, il rapporto fra le luminosità di due stelle è uguale alla terza potenza e mezzo del rapporto fra le masse; quindi:

Sostituendo nella prima equazione ne segue che una stella di masse solari permarrà nella sequenza principale:

anni,

cioè:

anni.

Quindi, contrariamente a quello che si potrebbe pensare, le stelle massicce, sebbene dispongano di maggior combustibile nucleare da fondere, hanno una vita più breve perché al crescere della massa l'incremento della luminosità è maggiore di quello della massa stessa. Di conseguenza, le stelle più massicce permangono nella sequenza principale solo pochi milioni di anni, mentre le stelle aventi una massa di 0,1 M ☉ possono rimanere nella sequenza principale più di 1000 miliardi di anni. [48]

L'esatta relazione fra massa e luminosità dipende da quanto efficientemente l'energia viene trasportata dal nucleo alla superficie. Una maggiore opacità ha un effetto isolante che mantiene una maggiore quantità di energia nel nucleo, sicché la stella ha bisogno di produrre minori quantità di energia per mantenersi in equilibrio idrostatico. Al contrario, una minore opacità si traduce in un maggiore rilascio di energia da parte del nucleo che ha bisogno di produrne in quantità maggiore per mantenere l'equilibrio [49] . Tuttavia, se l'opacità aumenta di molto, allora la convezione può risultare il meccanismo più efficiente di trasporto dell'energia, con il risultato che le condizioni per rimanere in equilibrio mutano [27]

Nelle stelle di sequenza principale massicce l'opacità è determinata dallo scattering di elettroni , che rimane all'incirca costante con il crescere della temperatura. Di conseguenza, la luminosità cresce proporzionalmente al cubo della massa [50] . Per le stelle al di sotto delle 10 M ☉ , l'opacità dipende dalla temperatura, il che si traduce in una crescita della luminosità proporzionale alla quarta potenza della massa [51] . Per le stelle di piccola massa, le molecole dell' atmosfera contribuiscono all'opacità. Sotto le 0,5 M ☉ , la luminosità cresce con la potenza di 2,3 della massa, rendendo più piatta la curva in un grafico massa-luminosità nella parte relativa alle masse più piccole. Tuttavia, anche questi raffinamenti sono solo approssimativi in quanto la relazione massa-luminosità può variare con la composizione chimica della stella [14] .

Le stelle di massa superiore alle 0,5 M ☉ , una volta esaurito l'idrogeno nel nucleo e una volta diventate delle giganti rosse , possono cominciare a fondere l'elio in carbonio tramite il processo tre alfa , aumentando la loro luminosità [50] . Di conseguenza questo stadio della loro evoluzione dura molto meno, comparato a quello di sequenza principale. Per esempio il Sole permarrà nella sequenza principale 10 miliardi di anni, mentre la sua fase di fusione dell'elio durerà 130 milioni di anni [52] . Di conseguenza, delle stelle esistenti con massa superiore alle 0,5 M ☉ il 90% sono stelle di sequenza principale [53] .

Tracce evolutive

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Evoluzione stellare .
Questa immagine mostra il diagramma Hertzsprung-Russell di due ammassi aperti . NGC 188 (in blu) è più vecchio e pertanto mostra un punto più basso di uscita dalla sequenza principale rispetto a M67 (in giallo).

Una volta che una stella abbia esaurito l'idrogeno nel suo nucleo, la perdita di energia causa un collasso gravitazionale . Si prevede che le stelle aventi una massa inferiore a 0,23 M ☉ [4] diventeranno direttamente delle nane bianche una volta che la fusione dell'idrogeno si sia interrotta.

Per le stelle di massa compresa fra 0,23 e 10 M ☉ , l'idrogeno che circonda il nucleo di elio raggiunge condizioni di temperatura e pressione sufficienti per iniziare un processo di fusione. Questo cambiamento causa l'espansione dell'involucro esterno della stella che si espande e raffredda. La stella esce dalla sequenza principale e entra nel ramo delle giganti rosse . Il percorso che la stella segue lungo il diagramma HR in seguito a queste modificazioni viene chiamato traccia evolutiva .

Il nucleo di elio di una gigante rossa continua a collassare fino a che esso non viene interamente sostenuto dalla pressione degli elettroni degenerati , un effetto quantistico che impedisce alla materia di compattarsi oltre un certo limite. Nelle stelle aventi massa superiore a 0,5 M ☉ [54] , il nucleo raggiunge temperature sufficienti per innescare la fusione dell'elio in carbonio tramite il processo tre alfa [55] [56] . Stelle di 5-7,5 M ☉ possono fondere anche elementi con numeri atomici più alti [57] [58] . Nelle stelle superiori a 10 M ☉ questo processo produce un nucleo sempre più denso e caldo che alla fine collassa facendo esplodere la stella in una supernova [5] .

In un ammasso stellare le stelle si sono formate di solito approssimativamente nello stesso periodo di tempo. Le stelle più massicce dell'ammasso lasceranno prima la sequenza principale, seguite a mano a mano dalle stelle meno massicce. Le prime stelle a lasciare la sequenza principale sono pertanto quelle in alto a sinistra nel diagramma HR, seguite a mano a mano da quelle che si trovano più in basso a destra. La posizione attuale nel diagramma delle stelle che stanno abbandonando la sequenza principale è conosciuta come punto di uscita . Conoscendo la massa delle stelle che si trovano nel punto di uscita e pertanto la loro età, è possibile conoscere l'età dell'intero ammasso [59] .

Il termine "nana"

La distinzione tra stelle nane e stelle giganti è una distinzione effettuata sulla base della loro classificazione spettrale , non sulla base delle loro dimensioni fisiche. Le stelle nane sono caratterizzate da una densità più elevata. Questa differenza si traduce nella maggiore larghezza delle righe del loro spettro e quindi in una classe di luminosità più bassa. Maggiore è la densità, maggiore è la larghezza delle righe. In ordine di densità decrescente e di luminosità crescente distinguiamo le seguenti classi di luminosità :

Le nane rosse , le nane arancioni e le nane gialle sono effettivamente più piccole e deboli delle stelle giganti dei rispettivi colori perché hanno una superficie radiante proporzionalmente più piccola. Tuttavia per le stelle più massicce, di colore bianco, azzurro e blu, la differenza di taglia e di brillantezza fra le "nane" di sequenza principale e le "giganti" diventa sempre più piccola, finché per le stelle più calde diviene non più osservabile direttamente.

Infine, le nane bianche non rientrano nella classificazione spettrale su data, pur essendo a volte classificate con classe di luminosità VII, perché così come le stelle di neutroni non sono classificabili come stelle , cioè come oggetti il cui equilibrio idrostatico è sorretto da una adeguata produzione di energia nucleare nelle regioni interne. Questo tipo di oggetti sono sorretti dalla elevatissima degenerazione del gas che le compone, non possono in nessun modo ospitare fenomeni di fusione nucleare. Sia le nane bianche che le stelle a neutroni appartengono alla classe di sorgenti note come oggetti compatti e rappresentano i resti di una porzione più o meno ampia del nucleo dei loro progenitori stellari.

Note

  1. ^ Harding E. Smith, The Hertzsprung-Russell Diagram , su cass.ucsd.edu , Gene Smith's Astronomy Tutorial, Center for Astrophysics & Space Sciences, University of California, San Diego, 21 aprile 1999. URL consultato il 29 ottobre 2009 .
  2. ^ Richard Powell, The Hertzsprung Russell Diagram , su atlasoftheuniverse.com , An Atlas of the Universe, 2006. URL consultato il 29 ottobre 2009 .
  3. ^ Jerome J. Brainerd, The Interior of a Star , su Stars , The Astrophysics Spectator, 26 gennaio 2005. URL consultato il 7 dicembre 2011 .
  4. ^ a b Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory, A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects , in Reviews of Modern Physics , vol. 69, n. 2, aprile 1997, pp. 337-372, DOI : 10.1103/RevModPhys.69.337 . URL consultato il 3 dicembre 2011 .
  5. ^ a b G. Gilmore, The Short Spectacular Life of a Superstar , in Science , vol. 304, n. 5697, 2004, pp. 1915-1916, DOI : 10.1126/science.1100370 . URL consultato il 1º maggio 2007 .
  6. ^ Malcolm S. Longair,The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology , Cambridge University Press, 2006, ISBN 0-521-47436-1 .
  7. ^ a b M. Laurie,Twentieth Century Physics , a cura di L. Brown, B. Pippard, A. Pais, CRC Press, 1995, ISBN 0-7503-0310-7 .
  8. ^ a b HN Russell, "Giant" and "dwarf" stars , in The Observatory , vol. 36, 1913, pp. 324-329. URL consultato il 21 gennaio 2012 .
  9. ^ Bengt Strömgren, On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram , in Zeitschrift für Astrophysik , vol. 7, 1933, pp. 222-248. URL consultato il 24 novembre 2011 .
  10. ^ Evry L. Schatzman, Praderie, Francoise, The Stars , Springer, 1993, pp. 96–97, ISBN 3-540-54196-9 .
  11. ^ WW Morgan, Keenan, PC; Kellman, E., An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification , Chicago, Illinois, The University of Chicago press, 1943. URL consultato il 24 novembre 2011 .
  12. ^ a b c Albrecht Unsöld, The New Cosmos , Springer-Verlag New York Inc, 1969, p. 268, ISBN 0-387-90886-2 .
  13. ^ George Gloeckler, Geiss, Johannes, Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions , in Advances in Space Research , vol. 34, n. 1, 2004, pp. 53-60, DOI : 10.1016/j.asr.2003.02.054 . URL consultato il 21 novembre 2011 .
  14. ^ a b c Pavel Kroupa, The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems , in Science , vol. 295, n. 5552, 1º aprile 2002, pp. 82-91, DOI : 10.1126/science.1067524 . URL consultato il 21 novembre 2011 .
  15. ^ Govert Schilling, New Model Shows Sun Was a Hot Young Star , in Science , vol. 293, n. 5538, 2001, pp. 2188-2189, DOI : 10.1126/science.293.5538.2188 . URL consultato il 21 novembre 2011 .
  16. ^ Zero Age Main Sequence , su The SAO Encyclopedia of Astronomy , Swinburne University. URL consultato il 25 novembre 2011 .
  17. ^ Main Sequence Stars , su outreach.atnf.csiro.au , Australia Telescope Outreach and Education. URL consultato il 26 novembre 2011 (archiviato dall' url originale il 29 dicembre 2013) .
  18. ^ Origin of the Hertzsprung-Russell Diagram , su astro.unl.edu , University of Nebraska. URL consultato il 27 novembre 2011 .
  19. ^ A course on stars' physical properties, formation and evolution ( PDF ), su www-star.st-and.ac.uk , University of St. Andrews. URL consultato il 21 novembre 2011 .
  20. ^ Martin V. Zombeck, Handbook of Space Astronomy and Astrophysics , 2ª ed., Cambridge University Press, 1990, ISBN 0-521-34787-4 .
  21. ^ SIMBAD Astronomical Database , su simbad.u-strasbg.fr , Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 21 novembre 2011 .
  22. ^ Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike, Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample , in The Astronomical Journal , vol. 129, 2005, pp. 1063-1083, DOI : 10.1086/427250 . URL consultato il 21 novembre 2011 .
  23. ^ LTT 2151 -- High proper-motion Star , su simbad.u-strasbg.fr , Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 27 novembre 2011 .
  24. ^ Staff, List of the Nearest Hundred Nearest Star Systems , su chara.gsu.edu , Research Consortium on Nearby Stars, 1º gennaio 2008. URL consultato il 27 novembre 2011 (archiviato dall' url originale il 14 maggio 2012) .
  25. ^ a b c d Jerome James Brainerd, Main-Sequence Stars , su astrophysicsspectator.com , The Astrophysics Spectator, 16 febbraio 2005. URL consultato il 28 novembre 2011 .
  26. ^ a b c Karttunen Hannu, Fundamental Astronomy , Springer, 2003, ISBN 3-540-00179-4 .
  27. ^ a b c Donald D. Clayton,Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis , University of Chicago Press, 1983, ISBN 0-226-10953-4 .
  28. ^ Bahcall, John N.; Pinsonneault, MH; Basu, Sarbani, Does the Sun Shine by pp or CNO Fusion Reactions? , in Physical Review Letters , vol. 90, 2003, DOI : 10.1103/PhysRevLett.90.131301 . URL consultato il 28 novembre 2011 .
  29. ^ Maurizio Salaris, Cassisi, Santi, Evolution of Stars and Stellar Populations , John Wiley and Sons, 2005, p. 128, ISBN 0-470-09220-3 .
  30. ^ MS Oey, Clarke, CJ, Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit , in The Astrophysical Journal , vol. 620, 2005, pp. L43–L46, DOI : 10.1086/428396 . URL consultato il 28 novembre 2011 .
  31. ^ Kenneth Ziebarth, On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars , in Astrophysical Journal , vol. 162, 1970, pp. 947-962, DOI : 10.1086/150726 . URL consultato il 28 novembre 2011 .
  32. ^ Burrows, A.; Hubbard, WB; Saumon, D.; Lunine, JI, An expanded set of brown dwarf and very low mass star models , in Astrophysical Journal , vol. 406, 1993, pp. 158-171, DOI : 10.1086/172427 . URL consultato il 28 novembre 2011 .
  33. ^ Lawrence H. Aller, Atoms, Stars, and Nebulae , Cambridge University Press, 1991, ISBN 0-521-31040-7 .
  34. ^ Bressan, AG; Chiosi, C.; Bertelli, G., Mass loss and overshooting in massive stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 102, n. 1, 1981, pp. 25-30. URL consultato il 29 novembre 2011 .
  35. ^ Jim Lochner, Gibb, Meredith; Newman, Phil, Stars , su imagine.gsfc.nasa.gov , NASA, 10-2010. URL consultato il 29 novembre 2011 .
  36. ^ DO Gough, Solar interior structure and luminosity variations , in Solar Physics , vol. 74, n. 1, 1981, pp. 21-34, DOI : 10.1007/BF00151270 . URL consultato il 30 novembre 2011 .
  37. ^ Thanu Padmanabhan, Theoretical Astrophysics , Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-56241-4 .
  38. ^ JT Wright, Do We Know of Any Maunder Minimum Stars? , in The Astronomical Journal , vol. 128, n. 3, 2004, pp. 1273–1278, DOI : 10.1086/423221 . URL consultato il 30 novembre 2011 .
  39. ^ Tayler Roger John, The Stars: Their Structure and Evolution , Cambridge University Press, 1994, ISBN 0-521-45885-4 .
  40. ^ IPA Sweet, Roy, AE, The structure of rotating stars , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 113, 1953, pp. 701-715. URL consultato il 30 novembre 2011 .
  41. ^ Adam J. Burgasser, Kirkpatrick, J. Davy; Lepine, Sebastien, Spitzer Studies of Ultracool Subdwarfs: Metal-poor Late-type M, L and T Dwarfs , Proceedings of the 13th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun , Dordrecht, D. Reidel Publishing Co, p. 237. URL consultato il 30 novembre 2011 .
  42. ^ SF Green, Jones, Mark Henry; Burnell, S. Jocelyn, An Introduction to the Sun and Stars , Cambridge University Press, 2004, ISBN 0-521-54622-2 .
  43. ^ Michael W. Richmond, Stellar evolution on the main sequence , su spiff.rit.edu , Rochester Institute of Technology, 10 novembre 2004. URL consultato il 1º dicembre 2011 .
  44. ^ Per una dettagliata ricostruzione della derivazione di questa relazione da parte di Eddington nel 1924, cfr. Stefano Lecchini, How Dwarfs Became Giants. The Discovery of the Mass-Luminosity Relation , Bern Studies in the History and Philosophy of Science, 2007, ISBN 3-9522882-6-8 .
  45. ^ Claus E. Rolfs, Rodney, William S., Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics , University of Chicago Press, 1988, p. 46, ISBN 0-226-72457-3 .
  46. ^ I.-Juliana Sackmann, Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E., Our Sun. III. Present and Future , in Astrophysical Journal , vol. 418, novembre 1993, pp. 457-468, DOI : 10.1086/173407 . URL consultato il 1º dicembre 2011 .
  47. ^ Carl J. Hansen, Kawaler, Steven D., Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution , Birkhäuser, 1994, p. 28, ISBN 0-387-94138-X .
  48. ^ Gregory Laughlin, Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C., The End of the Main Sequence , in The Astrophysical Journal , vol. 482, n. 1, 1997, pp. 420-432, DOI : 10.1086/304125 . URL consultato il 1º dicembre 2011 .
  49. ^ James N. Imamura, Mass-Luminosity Relationship , su zebu.uoregon.edu , University of Oregon, 7 febbraio 1995. URL consultato il 21 novembre 2011 (archiviato dall' url originale il 14 dicembre 2006) .
  50. ^ a b Dina Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-65937-X .
  51. ^ Claus E. Rolfs, Rodney, William S., Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics , University of Chicago Press, 1988, ISBN 0-226-72457-3 .
  52. ^ Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert, Distant future of the Sun and Earth revisited , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 386, n. 1, maggio 2008, pp. 155-163, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . URL consultato il 1º dicembre 2011 .
  53. ^ 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 .
  54. ^ Fynbo, Hans OU et al. , Revised rates for the stellar triple-α process from measurement of 12C nuclear resonances , in Nature , vol. 433, n. 7022, 2004, pp. 136-139, DOI : 10.1038/nature03219 .
  55. ^ Michael L. Sitko, Stellar Structure and Evolution , su physics.uc.edu , University of Cincinnati, 24 marzo 2000. URL consultato il 3 dicembre 2011 (archiviato dall' url originale il 26 marzo 2005) .
  56. ^ Staff, Post-Main Sequence Stars , su outreach.atnf.csiro.au , Australia Telescope Outreach and Education, 12 ottobre 2006. URL consultato il 3 dicembre 2011 (archiviato dall' url originale il 20 gennaio 2013) .
  57. ^ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C., Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M sun , and from Z=0.0004 to 0.03 , in Astronomy and Astrophysics Supplement , vol. 141, n. 3, 2000, pp. 371-383, DOI : 10.1051/aas:2000126 . URL consultato il 3 dicembre 2011 .
  58. ^ Poelarends, AJT; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A., The Supernova Channel of Super-AGB Stars , in The Astrophysical Journal , vol. 675, marzo 2008. URL consultato il 2 dicembre 2011 .
  59. ^ Lawrence M. Krauss, Chaboyer, Brian, Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology , in Science , vol. 299, n. 5603, 2003, pp. 65-69, DOI : 10.1126/science.1075631 . URL consultato il 3 dicembre 2011 .

Bibliografia

Testi generici

  • ( EN ) Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them , Dover, Courier Dover Publications, 1964, pagine 147, ISBN 0-486-21099-5 .
  • H. Reeves, L'evoluzione cosmica , Milano, Rizzoli–BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • ( EN ) Cliff Pickover, The Stars of Heaven , Oxford, Oxford University Press, 2001, ISBN 0-19-514874-6 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • M. Hack , Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo , Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6 .
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) J. Craig Wheeler, Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe , 2ª ed., Cambridge, Cambridge University Press, 2007, pagine 339, ISBN 0-521-85714-7 .
  • ( EN ) Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pagine 288, ISBN 978-0-471-70410-2 .

Testi specialistici

  • ( EN ) S. Chandrasekhar, Principles of Stellar Dynamics , New York, Dover, 2005 (1ª ed. 1942), ISBN 0-486-44273-X .
  • ( EN ) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( EN ) Robert G. Aitken, The Binary Stars , New York, Dover Publications Inc., 1964.
  • ( EN ) Dina Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-65065-8 .
  • ( EN ) L. Hartmann, Accretion Processes in Star Formation , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-78520-0 .
  • ( EN ) T. Padmanabhan, Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2 , Cambridge University Press, 2001, p. 594, ISBN 0-521-56631-2 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • ( EN ) M. Salaris, Evolution of stars and stellar populations , a cura di S. Cassisi, John Wiley and Sons, 2005, pp. 108–109, ISBN 0-470-09220-3 .
  • Vittorio Castellani, Fondamenti di Astrofisica Stellare , Bologna, Zanichelli, 2006.

Voci correlate

Collegamenti esterni

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Sequenza_principale&oldid=121876388 "