Една звезда престава да бъде протозвезда и става звезда от главната последователност когато ядреното гориво в ядрото започне да осигурява енергия, която да повишава налягането и да възспира колапса. По време на тази фаза от звездната еволюция вътрешната структурата на звездата е като тази на Слънцето: ядро, в което водородът се слива в хелий и газова обвивка, която обкръжава ядрото и транспортира енергията до повърхността на звездата. Характеристиките на ядрото и обвивката, обаче, зависят от масата на звездата.
Защо масата на звездата определя температурата на ядрото й
Както знаем масивните звезди са по-горещи и по-ярки от немасивните. Тази връзка между маса, температура и светимост се корени в условието за равновесие между гравитацията и налягането в една звезда - хидростатично равновесие. За да видим как се поражда въпросната релация трябва да си спомним, че гравитационното привличане на голяма маса е по-голямо от това на малка маса, при еднакви други условия. За да се противопостави на по-голямото гравитационно привличане налягането също трябва да е по-голямо. Следователно вътрешното налягане на масивните звезди трябва да е по-голямо от това на немасивните. По-високо налягане се постига - според закона за идеалния газ - чрез по-висока температура. От това можем да заключим, че ядрото на масивните звезди трябва да е по-горещо от това на немасивните. По-горещото ядро на масивните звезди е и причината за по-голямата им светимост. Ако трябва да обобщим, масивните звезди следва да бъдат по-горещи (и следователно по-ярки) за да се противопоставят на по-голямата си гравитация.
Структурата на масивни и немасивни звезди
Високата температура на ядрото на масивна звезда му позволява да слива водорода си в хелий посредством механизъм, различен от този, проявяващ се при Слънцето и другите намасивни звезди. При Слънцето водородът се превръща в хелий чрез протон-протонната реакция: два протона се сливат, образувайки тежък водород, към който се прибавя още един протон за да се образува лек хелий. От лекия хелий се получава нормалния хелий. В една масивна звезда преобразуването става чрез CNO цикъл. При не въглеродни, азотни и кислородни атоми, които вече присъстват в ядрото, действат като катализатори, подпомагащи реакцията. За действа CNO цикълът, обаче, е необходима много висока температура и това е причината той да се проявява само в самия център на звездата. Фотоните не могат да транспортират този голям енергиен поток, идващ от много малък обем и затова газът в ядрото започва да се издига на неправилни "бучки" и да транспортира енергията чрез конвекция. Подобни конвективни движения има и под повърхността Слънцето, където лъчистия енергиен поток се възспира от хладния подповърхностен газ. При масивните звезди тези движения са ограничени в рамките на ядрото. Те не се разпростират достатъчно близо до повърхността за да може водородът от там да се смеси с ядрото, попълвайки запасите му от гориво. Дори и немасивните звезди, като Слънцето, не могат да използват горивото от външните си слоеве. Само много леките звезди - под около 0.4 М☼ - се смесват напълно. Колкото и странно да е, една звезда може да остане без гориво, въпреки че външните й слоеве изобилстват от такова. Това силно влияе на продължителността на живота на една звезда.
Звезда от главната последователност
Времето, което
една звезда прекарава върху главната
последователност, зависи от масата и
светимостта й, но за да разберем защо ще
направим една проста аналогия. Да
предположим, че искаме да разберем колко
дълго ще се движи една кола с пълен
резервоар. Времето очевидно зависи от
това колко бързо се използва горивото.
Ако колата има 16-галонов резервоар и гори
2 галона на час, то тя ще се движи 8 часа - 16/2 -
преди да й свърши горивото. Когато
приложим същата формула за звезда масата
й ще определя количеството налично
гориво, а светимостта й ще определя
бързината на изгряне на горивото. За да
изчислим врмето, през което една звезда е
от главната последователност, трябва да
разделим наличното гориво на бързината, с
която то се изграря.
Скоростта на изгаряне на
горивото зависи от светимостта на
звездата: по-ярките звезди изгрят
горивото си по-бързо. Слънцето "изгаря"
около 2 х 1019
килограма водород годишно. За звезда,
чиято светимост е L
слънчеви единици, скоростта на горене на
горивото е 2 х 1019
L
килограма годишно. Ако приложим
аналогията за колата, ще получим, че
живота на звездата (времето) е равен на
масата, разделена на 2
х 1019
L
, или
t = масата (kg)/2 х 1019 L години
Обаче звездите не могат да използват всичкия си водород. Само ядрото е достатъчно горещо за проявяването на ядрени реакции, а неговата маса е само около една десета от общата. Затова стойността за масата, която използваме за изчисленията, трябва да е около 10% от тази на звездата - за звезда с маса М, използваемото гориво е 0.1 М kg. Практически използваемото гориво на Слънцето, чиято маса е възлиза на 2 х 1030 kg, е 2 х 1030 х 0.1 или 2 х 1029, следователно за звезда с маса M пъти тази на Слънцето, използваемото гориво е 2 х 1029 M kg. Ако приложим горното уравнение с данните на Слънцето, за продължителността на живота му ще получим:
t = 2 х 1029 M/2 х 1019 L години
= 1010 M/L години,
където M
и L
са в слънчеви единици.
За
Слънцето (M
= 1 и L =
1) резултата е 1010
(или 10 милиарда) години. Времето, което ще
прекара върху главната последователност
звезда като Сириус, чиито маса и
светимост са съответно 2 М☼ и 20 L☼, е 109
години. Звезда, чиято маса е 10 М☼ и чиято светимост
е 105
L☼, ще прекара върху
главната последователност само 106
години.
Забележете, че масивните звезди живеят
много по-малко от Слънцето, въпреки че
имат повече гориво. Те са като автомобил,
който гори много - въпреки, че има 20-галонов
резервоар, той свършва горивото си по-бързо
от икономична кола, имаща 10-галонов
резервоар.
"Мимолетния" живот на
масивните звезди ни загатва, че тези,
които наблюдаваме трябва да са
относително млади. Масивните звезди са
сини, следователно можем да твърдим, че
като цяло сините звезди са се образували
"наскоро".
EXPLORATIONS - AN INTRODUCTION TO ASTRONOMY 365-367 стр.