维基百科

恒星核心

恒星核心是恒星中心的极热、致密区域。对于普通的主序星来说，核心是温度和压力条件允许通过氢经由核聚变生成氦并产生能量的区域。这种能量反过来抵消了恒星质量向内挤压的力量；自我维持热和流体静力平衡条件的过程。恒星氢融合所需的最低温度超过107 K (10 MK)，而太阳核心的密度已经超过100 g/cm3。核心被恒星的外壳包围，恒星外壳将能量从核心输送到恒星大气层，并从那里辐射到太空[1]。

主序带

编辑
 
高质量主序星恒星有对流核心，中等质量恒星有辐射核心，低质量恒星是完全对流的。

主序星的特征在于其中心区域的主要能量产生机制，该机制通过核聚变将四个氢原子核结合形成一个氦原子核；太阳就是这类恒星的一个例子。一旦形成太阳质量的恒星，核心区域在大约1亿（108）年就会变得具有辐射性[2][查证请求][3]。这意味着产生的能量通过辐射和传导而不是以对流的形式通过质量输运离开核芯。在这个球形的辐射层之上，有一个小的对流层，就在外层大气层之下。

在较低的恒星质量下，外层对流壳层在外壳中所占的比例越来越大，而对于质量约为0.35 M☉（太阳质量的35%）或更小的恒星（包括失败的恒星），整颗恒星，包括恒心区域都是对流的[4]。这些质量极低的恒星（VLMS）占据M型主序星的晚期恒星，或红矮星。VLMS是银河系恒星的主要组成部分，占总恒星的70%以上。VLMS范围的低质量端达到约0.075 M☉，低于该值就不会发生普通的（非氘）氢融合，该天体被命名为棕矮星。VLMS核心区的温度随着质量的降低而降低，但密度则增加。对于一颗质量为0.1 M☉的恒星，其核心温度约为5 MK，而密度在500 g cm−3。即使在温度范围的低端，核心区域中的氢和氦也被完全电离[4]。

 
以对数呈现的不同温度（T）下质子-质子链（p-p）、碳氮氧循环（CNO）和3氦的核聚变过程的相对能量输出（ε）。虚线显示了恒星内p-p和CNO过程的综合能量产生。

在约1.2 M☉以下，恒星核心的能量生产主要通过质子-质子链反应，这是一个只需要氢气的过程。对于质量在1.2 M☉以上的恒星，能量的产生越来越多地来自碳氮氧循环，这是一种使用碳、氮和氧原子为媒介的氢融合过程。在太阳，只有1.5%的净能量的来自碳氮氧循环。对质量为 1.5 M☉的恒星，核心的温度达到18 MK，一半的能源生产来自碳氮氧循环，一半来自质子-质子链（p-p链）[5]。碳氮氧循环过程对温度的反应比质子-质子链更敏感，大部分能量的产生都发生在恒星的中心附近。这导致更强的热梯度，从而产生对流不稳定性。因此，核心区域对质量大约1.2 M☉以上的恒星是对流区[6]。

恒星的质量无论多寡，随着核心氢的消耗，温度会升高，以保持压力平衡。这导致能量产生率的增加，进而导致恒星的光度增加。因此，核心氢融合相的寿命随着恒星质量的增加而减少。对于一颗质量与太阳相当的恒星来说，这个生命期大约是100亿年。对质量为5 M☉的恒星，其寿命约为6,500万年，而质量为25 M☉的恒星，核心的氢融合只能持续600万年[7]。寿命最长的恒星是完全都是对流区的红矮星，它们可以在主序带上停留数千亿年或更长时间[8]。

次巨星

编辑

一旦恒星将核心中的所有氢转化为氦，核心就无法再支撑自己，并开始坍塌。坍塌使它变热，当变得足够热时，核心外壳中的氢开始融合。核心继续坍塌，恒星的外层膨胀。在这个阶段，恒星成为次巨星。但质量非常低的恒星，因为它们完全是对流区，所以永远不会成为次巨星[9]。

质量在大约0.4 M☉和1 M☉之间的恒星在主序带时有小的非对流核心，在次巨星分支阶段时形成厚的氢壳层。它们在次巨星分支上花费了数十亿年的时间，氦核的质量随着氢壳层的融合而缓慢增加。最终，核心退化，恒星膨胀到红巨星分支上[9]。

质量较高的恒星在主序星上至少有部分对流的核心，在整个对流区域排出氢气之前，它们会形成一个相对较大的氦核心，并且可能由于对流过冲而在更大的区域排出氢气。当核心的核聚变停止时，核心开始坍塌，它如此之大，以至于引力实际上会使恒星的温度和亮度升高数百万年，直到它变得足够热，点燃氢壳层。一旦氢开始在外壳中融合，恒星表面就会因膨胀而冷却，并被认为是次巨星。当恒星的核心不再进行核聚变，但其温度由周围壳层的氢融合维持时，就会有一个称为舍恩伯格-钱德拉塞卡极限（英语：Schönberg–Chandrasekhar limit）质量上限。当质量超过这个上限时，核心坍塌，恒星的外层迅速膨胀，成为红巨星。在大约2 M☉的恒星中，这种情况发生在恒星成为次巨星后的几百万年。质量大于2 M☉的恒星在离开主序带之前，其核心质量都在施恩伯格-钱德拉塞卡极限之上[9]。

巨星

编辑
 
恒星在主序带、红巨星分支和水平分支上的结构差异。

低质量恒星0.25 M☉核心的氢供应一但[8]耗尽后，它将离开主序列和沿着赫罗图的红巨星分支演化。 那些质量高达1.2 M☉的恒星将收缩其核心与沿着次巨星分支演化，直到惰性氦核心周围的氢壳层开始通过pp链融合。这一过程将稳步增加氦核的质量，导致氢融合外壳的温度升高，直到它能够通过碳氮氧循环产生能量。由于碳氮氧循环的温度敏感性，这种氢融合外壳将比以前更薄。1.2 M☉以上的非核心对流恒星，它们通过碳氮氧循环过程消耗了核心的氢，收缩了核心，并直接演化到巨星阶段。氦核质量和密度的增加将导致恒星在向红巨星分支演化时尺寸和亮度的增加[10]。

对于质量范围为0.4–1.5 M☉的恒星，氦核在热到足以让氦开始融合之前就变成了简并物质。当氦核心处在简并态的密度足够高时，大约10×106 g cm−3与温度约10×108 K，它会经历了一次被称为“氦闪”的核爆炸。因为释放的能量完全被用来将核心从电子简并态提升到正常的气体状态，这一事件在恒星外没有观察到。氦融合的核心膨胀，密度降至约103 − 104 g cm−3，而恒星的外壳发生收缩。该恒星现在位于水平分支上，光球的光度迅速下降，同时表面有效温度增加[11]。

在具有核心对流的质量更大的主序星中，核聚变产生的氦在整个对流区混合。一但核心氢被消耗掉，它就有效地在整个对流区域内被耗尽。在这一点上，氦核开始收缩，与周围的外壳一起开始氢融合，然后稳定地向惰性核添加更多的氦[7]。质量超过2.25 M☉的恒星，在启动氦融合之前，核心不会简并[12]。因此，随着恒星年龄的增长，核心继续收缩和加热，直到中心可以保持3氦过程，将氦融合成碳。然而，在这个阶段产生的大部分能量仍然来自外壳的氢融合[7]

质量超过10 M☉的恒星，当其结束主序列时，核心的氦融合立即开始。氦核周围形成两个氢融合外壳：薄的碳氮氧循环内壳层和pp链的外壳层[13]。

相关条目

编辑

参考资料

编辑
  1. ^ Pradhan & Nahar 2008，第624页
  2. ^ Lodders & Fegley 2015，第126页
  3. ^ Maeder 2008，第519页
  4. ^ 4.0 4.1 Chabrier & Baraffe 1997，第1039−1053页
  5. ^ Lang 2013，第339页
  6. ^ Maeder 2008，第624页
  7. ^ 7.0 7.1 7.2 Iben 2013，第45页
  8. ^ 8.0 8.1 Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence. Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets 22. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 2004: 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A.  |journal=被忽略 (帮助)
  9. ^ 9.0 9.1 9.2 Salaris & Cassisi 2005，第140页
  10. ^ Rose 1998，第267页
  11. ^ Hansen, Kawaler & Trimble 2004，第63页
  12. ^ Bisnovatyi-Kogan 2001，第66页
  13. ^ Maeder 2008，第760页

参考文献

编辑
检索自“https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=恆星核心&oldid=79359246”