Astronomiya

Günəşimiz qırmızı nəhəng hala gəlir

Günəşimiz qırmızı nəhəng hala gəlir

Günəşimiz onsuz da qırmızı bir nəhəng olmaq mərhələsində olsaydı, parlaqlığın tədricən yüksəlməsi insan varlığının bir nöqtəsində gözümüzə çarpan olardımı?


Günəşimiz onsuz da qırmızı bir nəhəng olmaq mərhələsində olsaydı, parlaqlığın tədricən yüksəlməsi insan varlığının bir nöqtəsində gözümüzə çarpan olardımı?

Bir neçə səbəbə görə yox deyərdim.

  1. @ PM2Ring şərh:

    FWIW, təqribən 1,1 milyard ildə Günəşin əsas ardıcıllıqdan çıxıb qırmızı nəhəng olmağa başlamazdan çox əvvəl Yerdəki əksər həyat formaları üçün çox isti olacaq. Uzaq gələcəyin zaman cədvəlinə baxın.

  2. Gözlərimiz və görmə proseslərimiz parlaqlıqdakı dəyişiklikləri qəbul edir (tənzimləyirik), günəşli bir gündən yaxşı işıqlı bir otağa qədər gəzirik və şeylərin parlaqlığı bir neçə saniyə ərzində 99% və ya 100-ə yaxın azaldı, buna baxmayaraq saniyədə yüzdə yüz nisbətində dəyişikliyin bir qədər fərqindəyik, bunu çətinliklə hiss edirik.

  3. Görmə sistemimiz mövcud işıq rəngindəki dəyişikliklərə uyğun olaraq ağ nöqtəsini daim tənzimləyir. Görmə qabiliyyətimiz həmişə "rəng balanslaşdırması" olduğu üçün ətrafdakı işığın rəngi dəyişdikdə də ağ bir kağız bizə ağ görünür (tam olaraq doğru termin deyil, buna bənzər bir şey var).

@ Luaan'ın şərhindən

Ağ səthlərin (inşallah) ağ görünməsi üçün ətraf işığı üçün görmə kalibrləmə - "ağ balanslaşdırma" adlanır. Bəzən olduqca düzgün işləmir və The Dress kimi əyləncəli şeylər əldə edirsən (çünki fərqli insanların görmə qabiliyyəti fərqli ixtiyari mühit şərtlərini seçir və bununla əlaqəli rənglər barədə vəhşicəsinə fikir ayrılığı yaradır)


Qırmızı nəhəng

A qırmızı nəhəng aşağı və ya orta kütləli (təxminən 0,3–8 günəş kütləsi olan) parlaq nəhəng bir ulduzdur (M )) ulduz təkamülünün son mərhələsində. Xarici atmosfer şişirdilmiş və yumşaqdır, radius böyük və səth temperaturu 5.000 K (4.700 ° C 8500 ° F) və ya daha aşağı olur. Qırmızı nəhəngin görünüşü K və M spektral növləri daxil olmaqla sarı-narıncıdan qırmızıya qədər, eyni zamanda S sinif ulduzları və əksər karbon ulduzlarıdır.

Qırmızı nəhənglər enerji istehsal etdikləri şəkildə dəyişir:

  • ən çox yayılmış qırmızı nəhənglər qırmızı nəhəng budaqdakı (RGB) üfüqi budağın sərin hissəsindəki təsirsiz bir helium nüvə ulduzlarını əhatə edən bir qabıqda hidrojeni helyuma qovuşduran ulduzlardır, heliumu üçqat vasitəsilə nüvələrində karbon halına gətirir. -alfa prosesi (AGB) degenerasiya olunmuş karbon-oksigen nüvəsi xaricində helyum yanan qabığı və bunun xaricində hidrogen yanan qabığı olan ulduzlar.

Tanınmış parlaq ulduzların çoxu qırmızı nəhəngdir, çünki işıqlı və orta dərəcədə yayılmışdır. K0 RGB ulduzu Arcturus 36 işıq ili məsafədədir və Gamma Crucis, 88 işıq ili məsafəsində ən yaxın M sinif nəhəngidir.


Təkamül

Qırmızı nəhənglər təxminən 0,3 günəş kütləsindən 8 günəş kütləsinə qədər olan kütlələrə sahib olan əsas ardıcıllıqlı ulduzlardan inkişaf edir. Ulduzlar əvvəlcə ulduzlararası mühitdə çökən molekulyar buludlardan əmələ gəlir.

Bu buludlarda az miqdarda metal olan hidrogen və helium var və bu elementlərin hamısı ulduz boyunca bərabər şəkildə qarışdırılır.

Ulduz əsas ardıcıllığa, nüvənin hidrogenin əriməsinə başlayacaq qədər yüksək bir temperatura çatdıqda və hidrostatik tarazlıq qurduqda çatır.

Bir ulduzun əsas ardıcıllıq ömrü boyunca, nüvədəki hidrogeni yavaş-yavaş helyuma çevirir. Bir ulduzun əsas ardıcıllıq ömrü, nüvədəki hidrogen ehtiyatlarının hamısı qaynaşdıqda başa çatır.

Hidrogen tədarükü bitdikdə nüvə reaksiyalar artıq davam edə bilməz və beləliklə öz çəkisi sayəsində nüvə yığılmağa başlayır.

Bu, temperaturun və təzyiqin nüvənin ətrafındakı bir qabıqda qaynaşmanın davam etməsi üçün kifayət olduğu bir zonaya əlavə hidrogen gətirir.

Hidrogen yandıran qabıq, qabıq içindəki nüvənin daraldığı zaman, qabığın xaricindəki ulduz təbəqələrinin genişlənməsi lazım olduğu zaman, güzgü prinsipi kimi təsvir olunan bir vəziyyətlə nəticələnir.

Ulduzun qırmızı nəhəng faza boyunca irəlilədiyi təkamül yolu yalnız kütləsindən asılıdır. Məsələn, Günəş və 2 günəş kütləsindən az olan ulduzlar, nüvə kifayət qədər sıxlaşacaq ki, elektronların degenerasiya təzyiqi daha da dağılmasının qarşısını alsın.

Nüvə degenerasiya olunduqdan sonra, heliumun karbonla üçlü alfa prosesi ilə əridilməsinə başlamaq üçün kifayət qədər isti olan təxminən 108 K bir temperatura çatana qədər istiləşməyə davam edəcəkdir.

Degenerasiya olunmuş nüvə bu istiliyə çatdıqda, bütün nüvə, sözdə bir helyum flaşında helium birləşməsinə başlayacaq.

Daha kütləvi ulduzlar, parçalanacaq nüvələrin degenerasiya ediləcək qədər sıx olmasından əvvəl 108 K-yə çatacaq, buna görə helyum birləşməsi daha hamar bir şəkildə başlayacaq və helium parıltısı verməyəcəkdir.

Bənzər bir proses, mərkəzi helium tükəndikdə və ulduz bir dəfə yıxıldıqda, qabıqdakı heliumun qaynaşmasına başlayır.

Eyni zamanda, hidrogen yanan helyum qabığının kənarındakı bir qabıqda birləşməyə başlaya bilər ki, bu da ulduzu ikinci qırmızı nəhəng bir faz olan asimptotik nəhəng budağa qoyur.

8-dən az günəş kütləsi olan bir ulduz heç vaxt degenerasiya edilmiş nüvəsində birləşməyə başlamaz. Bununla birlikdə, ikinci mərhələsinin sonunda ulduz xarici təbəqələrini ataraq planetar bir dumanlıq meydana gətirəcək və nüvəsi açılaraq nəticədə ağ cırtdana çevriləcəkdir.


Beləliklə, um, bəlkə Günəş * nəhayət Dünyanı udacaq. Bummer.

Yaxşı xəbər budur ki, Günəş ölməyə başlayanda və qırmızı bir nəhəng içində şişəndə ​​əla oturacağımız olacaq!

Daha pis Astronomiya

Pis xəbər odur ki, bu oturacaqlar olacaq Günəşin içərisində.

Əgər kömək edərsə, çaxnaşmağınızı təxminən 7 milyard il təxirə sala bilərsiniz. Şou həqiqətən başlayır.

Bu barədə bir neçə gün əvvəl Günəş kimi bir ulduzun ölməyə başladığı barədə bir az yazdım. Ancaq yenidən düşünmək üçün:

Günəş hazırda çox stabil bir ulduzdur, özündə hidrogen nüvə birləşməsinə məruz qalır, özünü helium və enerjiyə çevirir. Nüvədən çıxaraq üst təbəqələrə sızan enerji, özünü dəstəkləyən isti hava balonu kimi Günəşin şişirdilməsini təmin edir. Dörd milyard ildən çoxdur ki, bunu edir və indi buradayıq.

Ancaq zaman keçdikcə helyum nüvədə yığılır. Helyumu birləşdirmək üçün daha çox təzyiq və daha yüksək temperatur tələb olunur, buna görə hələlik helium təsirsizdir. Sadəcə orada oturur, yavaş-yavaş istilənir. Təxminən 6 milyard il içində Günəşin nüvəsində hidrogen tükənəcək, ancaq nüvəsi o qədər büzüləcək və istilənəcək ki, hidrogen nüvənin kənarındakı nazik bir qabıqda birləşəcək. Bu, daha çox helyumu nüvəyə atır, büzülür və daha da qızdırır. Nəhayət, yüz milyonlarla il davam etdikdən sonra, şərtlər o qədər ağırlaşır ki, helyum özü birləşdirir. Yuxarıdakı proses təkrarlanır, ancaq bu zaman helyum nüvədə yığılmış və böyük miqdarda enerji yaradan karbon və oksigenə birləşir.

Bütün bunlar Günəşin dərinliyində baş verir. Xarici təbəqələr buna yavaş-yavaş reaksiya verir, ancaq reaksiya verirlər. Hidrogen qabığı birləşməsi başladıqda xarici təbəqələr Günəşi qırmızı bir nəhəng halına gətirərək çox şişəcək. Helium birləşməsi başladıqda bir az azalacaq, sonra karbon və oksigen artdıqda yenidən şişəcək.

Günəşin ölçüsü (1,4 milyon km), təqribən 7 milyard ildə qırmızı nəhəng hala gəldiyinə nisbətən. 1 AU indi Yerdən Günəşə olan məsafəsidir, 150 milyon km. Kredit: Oona Räisänen

İşlərin əyləndiyi yer budur, əgər daxili planetlərə üfürmə yandırmaq əyləncə fikrinizdirsə.

Günəş qırmızı nəhəng olduqda, Merkuri və Veneranı qəti şəkildə əhatə edəcək qədər böyüyəcəkdir. Sözün əsl mənasında bir müddət mövcud olacaqlar içəri Günəş, isti plazmadan keçərkən çürüyən orbitləri əhatə edir, daha uzaqlara düşür və nəticədə tamamilə buxarlanır.

Yerin taleyi o qədər də aydın deyil. Günəş genişləndikcə, günəş küləyi kimi, lakin daha sıx olan subatomik hissəciklər küləyi əsməyə başlayır. Günəş çəkisi zəifləyəcək qədər kütlə itirəcək və bu da planetlərin orbitlərinin genişlənəcəyi deməkdir. Məsələ burasındadır ki, Yer kürəsi qırmızı nəhəng Günəş tərəfindən udduğunu ayıran və bu aqibətdən qaçmaq üçün kifayət qədər uzaqlaşan bir xətt üzərindədir. Günəşin nə qədər kütləvi itkiyə məruz qalacağı kimi ətraflı fizikadan asılıdır və bir müddətdir jurnallardakı mübahisələrin irəli-geri getdiyini gördüm.

Qırmızı nəhəng hala gəldikdə Günəş tərəfindən bişirilən Dünyanı təsvir edən sənət əsərləri ... Günəş genişləndikcə bürünməsə. Kredit: Wikimedia commons / fsgregs

Qədim magistr dərəcəsi üzrə məsləhətçim Noam Soker ilə bu yaxınlarda ölməkdə olan ulduzlar barədə danışırdım və riyaziyyatı bitdiyini təsadüfən qeyd etdi! 2018-ci ildə nəşr olunan bir məqalədə Günəşin nə qədər kütlə itirəcəyini araşdırdı. Ölməkdə olan bir ulduz böyük bir planeti (Yupiter kimi) bürüyərsə, içərisində dövr edən planet onu bir qaba yumurta çırpan bir çəngəl kimi fırladığında çox kütlə itirəcəkdir. Ulduz daha sürətlə fırlanır və maddəni atmağı asanlaşdırır. Həqiqətən də bir çox ulduzun sıx orbitlərdə belə böyük planetləri var.

Ancaq ulduzda belə yaxın bir planet yoxdursa, o qədər kütlə itirməyəcəkdir. Bu o deməkdir ki, bu ulduzlar genişləndikcə daxili planetlərini hələ də tutacaqlar.

Bəli, biz. Merkür və Venera Günəşin içərisində çox şey etməyəcək, ancaq cisimləşib ölürlər, buna görə Günəşin küləkləri çox güclü olmayacaq, buna görə daha çox kütlə saxlayacaq, yəni cazibə qüvvəsi əvvəllər düşünülən qədər azalmayacaq.

Bu da öz növbəsində Günəşin qırmızı nəhənginə doğru genişləndikcə Yerin hələ də yaxın ola biləcəyi deməkdir. Və bu yaxşıdır, bizim üçün. Günəş planetimizi yeyəcək.

Günəşin zamanla ölçüsü (təxminən 7.5 milyard ildən sonra Gyr = gigayears) ölçüsü baxımından (üst panel Günəşin mövcud radiusu 700.000 km) və Yerin orbitinin ölçüsü baxımından (alt). Fərqli fiziki modellər fərqli rənglərdə göstərilir, ancaq Günəşin zamanla genişləndiyini, büzülməsini və yenidən genişləndiyini göstərir. Alt paneldə, Günəşin ölçüsü 1-dən çox olarsa, Dünya Günəşin içində olacaq. Bu bir neçə modeldə olur. Kredit: Sobach və Soker

Alternativin əla olduğu deyildi, fikir verin. Dünya Günəşdən kənarda qalmağı bacarsa da, Günəş bu qədər genişlənəcəkdir Yer səmasını dolduracaq. Planetimizin bərk qayasının qaynayacağı qədər isti olacaq, buna görə Günəşin içində və ya xaricində olmaq o nöqtədə bir texniki cəhətdir. Hər iki halda da. Bişmiş planet.

Xatırlatmaq üçün təxminən 7-8 milyard il sonra oynanacaq hadisələrdən danışırıq. 401k və ya yaxınlaşan seçkilərdən narahat olursunuzsa, bu sizə çox ağır gəlməsi lazım olan bir şey deyil. Hey, kömək edərsə, Günəş indi yavaş-yavaş istilənir və bir neçə yüz milyon ildən sonra Yer hər halda yaşayış üçün əlverişsiz olacaq!

Ümid edirəm ki, bəşəriyyət o uzaq gələcəkdə nəyə bənzəyirsə, qalaktikadakı daha sərin hadisələrə qalacaq qədər ağıllıyıq. Kim bilir, bəlkə də dünyanı təhlükəsiz bir məsafəyə aparacağıq (bu, düzü, çətindi, çünki Günəş o qırmızı nəhəng fazalar zamanı çox dalğalanacaq, beləliklə Yer kürəsini bir az gəzdirmək lazım olacaq) .

Şeyi görmə tərzim, elmi baxımdan və hətta insan marağındadır, amma indi diqqətimizi tələb edən daha aktual mövzular var. Uzaq gələcəyin nə olacağını düşünmək həmişə maraqlıdır və bundan öyrənə biləcəyimiz vacib şeylər ola bilər, amma aldığım bir dərs budur ki, indi keçirdiyimiz vaxtı qiymətləndirməli və bacardığımız qədər etməliyik. Heç bir şey əbədi qalmaz. Planetlər və ya ulduzlar belə deyil.

* Həqiqi fizika və gedişat bundan daha təfərrüatlıdır və bir qədər də havadır, amma burada müzakirə etdiyim şeylər üçün bunu bilmək lazım deyil. Ancaq daha çox bilmək istəyirsənsə, Bir oğlan tanıyıram.


Nəhəng qırmızı ulduzlar donmuş aləmləri yaşana bilən planetlərə istiləşdirə bilər

Bir sənətçinin yaxın ekzoplanetini yandıran bir ulduz konsepsiyası. Yeni araşdırmalar göstərir ki, yaşanan qırmızı nəhəng ulduzlar, həyatı məhv etməkdən uzaq, donmuş aləmləri yaşana bilən evlərə istiləşdirə bilər. Kredit: ESO / L. Cal & ccedilada

Əsas məqamlar

Əsas məqamlar

Siyahıların arasından çıxan əmlak agentləri kimi geniş kosmik icmalarda axtarış aparan Cornell astronomları, indi öz günəş sistemimizdən kənarda yaşaya bilən ekzoplanetlər və ndash planetlər və köhnə ulduz, qırmızı nəhəng məhəllələrdə çiçəklənən planetlərə baxaraq zaman və məkan axtarırlar.

Astronomlar bu perspektivli aləmləri & mövcudluğu olan zonanı axtararaq axtarırlar və bir planetin & rsquos səthindəki suyun maye olduğu və həyat əlamətlərinin teleskoplar tərəfindən uzaqdan aşkar edildiyi bir ulduzun ətrafındakı bölgəni axtarırlar.

Bir ulduz yaşlandıqda və parladıqda, yaşayış zonası xaricə doğru irəliləyir və siz əsasən bir planet sisteminə ikinci bir külək verirsiniz. & rdquo, Cornell & rsquos Carl Sagan İnstitutunun elmi işçisi və tədqiqatın aparıcı müəllifi Ramses M. Ramirez dedi. Hal-hazırda bu xarici bölgələrdəki obyektlər öz günəş sistemimizdə dondurulur, Avropa və Enceladus və Yupiter və Saturn ətrafında dövr edən ndash ayları. & rdquo

Astronomiya üzrə dosent və Saqan İnstitutunun direktoru olan Ramirez və Lisa Kaltenegger öz əsərlərində qocalan ulduzlar üçün yaşayış zonalarının yerləşməsini və planetlərin orada nə qədər qala biləcəyini modelləşdirmişlər. Araşdırmaları və & ldquoHabible Zones of Post Main Sequence Stars & rdquo, 16 May Astrophysical Journal'da yayımlandı.

Kainat boyu müxtəlif dövrlərdə və yaşlarda ulduzlar var. Ən qədim aşkarlanan Kepler planetlərinin (NASA və rsquos Kepler teleskopu ilə tapılan ekzoplanetlərin) təxminən 11 milyard yaşı var və ekzoplanetar müxtəliflik, digər ulduzların ətrafında ilkin donmuş aləmlərin Yer ölçüsü ola biləcəyini və ulduz böyüdükdən sonra yaşayış şərtlərini təmin edə biləcəyini göstərir. . Astronomlar ümumiyyətlə günəşimiz kimi orta yaşlı ulduzlara baxırdılar, lakin yaşayış üçün əlverişli dünyalar tapmaq üçün hər yaşdan ulduzların ətrafına baxmaq lazımdır, dedi Kaltenegger.

9 milyard ilədək yaşana bilən bu qırmızı nəhəng zonadakı orijinal ulduzun, planetlərin və onların aylarının kütləsindən asılıdır. Məsələn, Dünya bu günə qədər təqribən 4,5 milyard ildir ki, günəş və yaşayış bölgələrimizdədir və dəyişən həyat təkrarları ilə qarışıqdır. Bununla birlikdə, bir neçə milyard ildən sonra günəşimiz qırmızı nəhəng olacaq, Merkür və Veneranı əhatə edəcək, Dünyanı və Marşı cırıltılı qayalı planetlərə çevirəcək və Jupiter, Saturn və Neptun & ndash kimi uzaq dünyaları və yeni qurulmuş bir qırmızı nəhəngdə onların ayları və ndashlarını istiləşdirəcək. yaşayış zonası.

& LdquoGünəşimizə bənzəyən, lakin daha yaşlı ulduzlar üçün belə əridilmiş planetlər yarım milyard ilədək isti qala bilər. Ramirez dedi ki, çox az vaxt var.

Söyləyən Kaltenegger: & ldquoGələcəkdə bu cür dünyalar milyardlarla ildir ki, kiçik qırmızı günəşlər ətrafında yaşana bilər, bəlkə də Dünya kimi həyata başlaya bilər. Bu məni uzun müddətə həyat şansı üçün çox nikbin edir. & Rdquo

Bu tədqiqat Simons Vəqfi və Carl Sagan İnstitutu tərəfindən dəstəklənmişdir.


22.1 Ana Sıradan Qırmızı Nəhənglərə Təkamül

Bir qrup ulduzun “anlıq görüntüsünü” əldə etməyin ən yaxşı yollarından biri, onların xüsusiyyətlərini H – R diaqramı üzərində qurmaqdır. Protozulduzların əsas ardıcıllığa çatdıqları zamana qədər təkamülünü izləmək üçün H – R diaqramından istifadə etdik. İndi bundan sonra nə olacağını görəcəyik.

Bir ulduz ömrünün əsas ardıcıllıq mərhələsinə çatdıqdan sonra enerjisini, demək olar ki, tamamilə nüvəsindəki nüvə birləşməsi prosesi ilə hidrogenin helyuma çevrilməsindən alır (bax: Günəş: Nüvə Gücü). Hidrogen ulduzlarda ən çox rast gəlinən element olduğundan, bu müddət ulduz tarazlığını uzun müddət qoruya bilər. Beləliklə, bütün ulduzlar həyatlarının çox hissəsi üçün əsas ardıcıllıqla qalırlar. Bəzi astronomlar ana ardıcıllıq mərhələsini ulduzun “uzun müddətli yetkinlik yaşı” və ya “yetkinlik” adlandırmaqdan xoşlanırlar (insan həyatındakı mərhələlərə bənzətməmizi davam etdiririk).

H-R diaqramında əsas ardıcıllıq bandının sol tərəfinə sıfır yaş əsas ardıcıllığı deyilir (bax Şəkil 18.15). Termini istifadə edirik sıfır yaş bir ulduzun yığılmağı dayandırdığı, əsas ardıcıllığa yerləşdiyi və hidrogenin özündə qaynaşmasına başladığı vaxtı qeyd etmək. Sıfır yaş əsas ardıcıllıq, H-R diaqramında, hidrogeni birləşdirməyə başladıqda fərqli kütlələrə, lakin oxşar kimyəvi tərkibi olan ulduzların harada tapıla biləcəyini göstərən davamlı bir xəttdir.

Füzyon reaksiyalarında istifadə olunan hidrogenin yalnız 0,7% -i enerjiyə çevrildiyindən, birləşmə də dəyişmir ümumi Bu uzun müddətdə ulduz kütləsi nəzərəçarpacaq dərəcədə. Bununla birlikdə, nüvə reaksiyalarının baş verdiyi mərkəzi bölgələrdəki kimyəvi tərkibini dəyişdirir: hidrogen tədricən tükənir və helium yığılır. Kompozisiyanın bu dəyişməsi ulduzun parlaqlığını, temperaturunu, ölçüsünü və daxili quruluşunu dəyişdirir. Ulduzun parlaqlığı və temperaturu dəyişməyə başladıqda, H – R diaqramındakı ulduzu göstərən nöqtə sıfır yaş əsas ardıcıllığından uzaqlaşır.

Hesablamalar göstərir ki, helium bir ulduzun mərkəzində toplandıqca daxili bölgədəki temperatur və sıxlıq yavaş-yavaş artır. İstilik artdıqca, hər bir proton orta hesabla daha çox hərəkət enerjisi qazanır, bu da digər protonlarla qarşılıqlı əlaqədə olma ehtimalı yüksəkdir və nəticədə birləşmə nisbəti də artır. Günəşdə: Bir Nüvə Elektrik Stansiyasında təsvir olunan proton-proton dövrü üçün füzyon nisbəti təxminən dördüncü gücə qədər olan temperatur qədər yüksəlir.

Birləşmə sürəti artarsa, enerjinin yaranma sürəti də artır və ulduzun parlaqlığı tədricən yüksəlir. Ancaq əvvəlcə bu dəyişikliklər kiçikdir və ulduzlar ömürlərinin çox hissəsi üçün H-R diaqramında əsas ardıcıllıq zolağında qalırlar.

Nümunə 22.1

Ulduz temperaturu və birləşmə dərəcəsi

Həll

Təliminizi yoxlayın

Cavab:

Temperatur 256 0.25 dəfə (yəni 256-nın dördüncü kökü) və ya 4 dəfə artacaqdır.

Əsas ardıcıllıqla ömür

Əsas ardıcıllıq zolağında bir ulduzun neçə il qalması onun kütləsindən asılıdır. Daha çox yanacağa sahib olan daha böyük bir ulduzun daha uzun ömürlü olacağını düşünə bilərsiniz, amma bu o qədər də sadə deyil. Bir ulduzun müəyyən bir təkamül mərhələsindəki ömrü, nə qədər nüvə yanacağının olmasına və buna bağlıdır nə qədər tez bu yanacağı sərf edir. (Eyni şəkildə, insanların pul xərcləməsini nə qədər davam etdirə bilməsi yalnız nə qədər pula sahib olmağından, həm də onu nə qədər tez xərcləməsindən də asılıdır. Bu səbəbdən də pul xərcləyən bir çox lotereya qalibi yenidən yoxsulları tez bir zamanda geri qaytarır.) ulduzlara gəldikdə, daha kütləli olanlar yanacaqlarını aşağı kütləli ulduzlara nisbətən daha tez sərf edirlər.

Kütləvi ulduzların bu qədər pul xərcləmələrinin səbəbi yuxarıda da gördüyümüz kimi birləşmə sürətinin asılı olmasıdır çox ulduzun əsas temperaturu üzərində. Bir ulduzun mərkəzi bölgələrinin nə qədər isti olmasını nə müəyyənləşdirir? Bu kütlə ulduzun üstündəki təbəqələrin ağırlığı nüvədəki təzyiqin nə qədər yüksək olmasını müəyyənləşdirir: daha yüksək kütlə onu tarazlaşdırmaq üçün daha yüksək təzyiq tələb edir. Daha yüksək təzyiq, öz növbəsində, daha yüksək temperaturla yaranır. Mərkəzi bölgələrdə temperatur nə qədər yüksəkdirsə, ulduz mərkəzi hidrogen anbarında o qədər sürətli yarışır. Kütləvi ulduzların daha çox yanacağı olmasına baxmayaraq, onları o qədər möhtəşəm bir şəkildə yandırırlar ki, ömürləri az kütləli həmkarlarından daha qısadır. İndi də ən böyük əsas ardıcıllıq ulduzlarının niyə ən parlaq olduğunu da anlaya bilərsiniz. İlk platin albomu olan yeni rok ulduzları kimi, resurslarını heyrətamiz bir dərəcədə sərf edirlər.

Müxtəlif kütləli ulduzların əsas ardıcıllıq ömrü Cədvəl 22.1-də verilmişdir. Bu cədvəl ən kütləvi ulduzların əsas ardıcıllığa yalnız bir neçə milyon il sərf etdiyini göstərir. 1 günəş kütləsindəki bir ulduz orada təxminən 10 milyard il qalır, təxminən 0,4 günəş kütləsindəki bir ulduz, kainatın mövcud yaşından daha uzun olan təxminən 200 milyard il əsas ardıcıllıq ömrünə malikdir. (Bununla birlikdə hər ulduzun xərclədiyini unutmayın ən çox əsas ardıcıllıqla ümumi ömrünün. Ulduzlar həyatlarının orta hesabla 90% -ini hidrogenin helyuma sülh yolu ilə əridilməsinə həsr edirlər.)

Spektral tip Səth Temperaturu (K) Kütləvi
(Günəş kütləsi = 1)
Əsas ardıcıllıqla ömür (il)
O5 54,000 40 1 milyon
B0 29,200 16 10 milyon
A0 9600 3.3 500 milyon
F0 7350 1.7 2,7 milyard
G0 6050 1.1 9 milyard
K0 5240 0.8 14 milyard
M0 3750 0.4 200 milyard

Bu nəticələr sadəcə akademik maraq deyil. İnsanlar G tipli bir ulduz ətrafında bir planetdə inkişaf etdilər. Bu o deməkdir ki, Günəşin sabit əsas ardıcıllıq ömrü o qədər uzundur ki, Yer üzündə həyatı inkişaf etmək üçün çox vaxt verirdi. Başqa ulduzların ətrafındakı planetlərdə özümüz kimi ağıllı həyat axtararkən O və ya B tipli ulduzların ətrafında axtarış aparmaq olduqca böyük bir vaxt itkisi olardı. Bu ulduzlar o qədər qısa müddətdə sabit qalırlar ki, astronomiya kurslarına getmək üçün kifayət qədər mürəkkəb olan canlıların inkişafı ehtimalı çox azdır.

Əsas Sıra Ulduzundan Qırmızı Nəhəngə qədər

Nəhayət, füzyon reaksiyaları üçün kifayət qədər isti olduğu bir ulduzun nüvəsindəki bütün hidrogen tükənir. Daha sonra nüvədə ulduz başlamalı olduğu daha az ağır elementlərlə "çirklənmiş" yalnız helium var. Nüvədəki helium, əsas ardıcıllıq mərhələsində hidrogenin nüvə "yanması" ndan yığılan "kül" kimi qəbul edilə bilər.

Enerji artıq ulduz nüvəsindəki hidrogen birləşməsi ilə yarana bilməz, çünki hidrogen tamamilə bitib və göründüyü kimi, helyumun birləşməsi daha yüksək temperatur tələb edir. Mərkəzi temperatur hələ helyumu birləşdirəcək qədər yüksək olmadığından, ulduzun mərkəzi bölgəsini istiliklə təmin edəcək nüvə enerji mənbəyi yoxdur. Artıq uzun müddət davam edən sabitlik dövrü başa çatır, cazibə qüvvəsi yenə ələ keçir və nüvəsi azalmağa başlayır. Bir daha ulduzun enerjisi, Kelvin və Helmholtzun təsvir etdiyi şəkildə qismən cazibə enerjisi ilə təmin edilir (bax: Günəşin mənbələri: Termal və Cazibə Enerjisi). Ulduzun nüvəsi kiçildikcə içəriyə düşən materialın enerjisi istiliyə çevrilir.

Bu şəkildə əmələ gələn istilik, bütün istiliklər kimi bir az soyuduğu yerə çölə axır. Bu müddətdə istilik bütün əsas əsas ardıcıllıq müddətini nüvənin xaricində keçirən bir hidrogen qatının temperaturunu artırır. Bir hit Broadway şousunun şöhrət və şöhrət fürsəti gözləyən bir tələbə işi kimi, bu hidrogen demək olar ki (ancaq çox deyil) qaynaşma keçirmək və ulduzu dəstəkləyən əsas hərəkətdə iştirak etmək üçün kifayət qədər isti idi. İndi daralan nüvənin yaratdığı əlavə istilik bu hidrogeni "həddi aşır" və nüvənin kənarındakı bir hidrogen nüvəsi qabığı hidrogen füzyonunun başlayacağı qədər isti olur.

Bu hidrogenin qaynaşması nəticəsində yaranan yeni enerji bu qabıqdan xaricə tökülür və ulduz təbəqələrinin uzaqlaşmasına səbəb olur və böyüməsinə səbəb olur. Bu arada, helyum nüvəsi, ətrafında daha çox istilik istehsal edərək, daralmağa davam edir. Bu, nüvədən kənarda təzə hidrogen qabığında daha çox birləşməyə səbəb olur (şəkil 22.2). Əlavə birləşmə daha çox enerji istehsal edir və bu da ulduzun üst qatına axır.

Əksər ulduzlar helium nüvəsini əhatə edən qabıqdakı hidrogeni birləşdirdikdə saniyədə daha çox enerji istehsal edir, beləliklə hidrogen birləşməsi ulduzun mərkəzi hissəsində qaldıqda olduğundan daha çox enerji yaradırlar. Bütün yeni enerji xaricə töküldükdə, ulduzun xarici təbəqələri genişlənməyə başlayır və ulduz son dərəcə böyük nisbətlərə çatana qədər böyüyür və böyüyür (şəkil 22.3).

Bir qaynar su qabının qapağını götürdüyünüz zaman buxar genişlənə və soyuyur. Eyni şəkildə bir ulduzun xarici təbəqələrinin genişlənməsi səthdəki temperaturun azalmasına səbəb olur. Soyuduqca ulduzun ümumi rəngi daha qırmızı olur. (Radiasiya və Spektrada qırmızı bir rəngin soyuducu temperatura uyğun gəldiyini gördük.)

Beləliklə, ulduz eyni zamanda daha parlaq və daha soyuq olur. Buna görə H – R diaqramında ulduz ana ardıcıllıq zolağından çıxaraq yuxarıya (daha parlaq) və sağa (soyuducu səth temperaturu) doğru hərəkət edir. Vaxt keçdikcə kütləvi ulduzlar qırmızı süper nəhəng olur və Günəş kimi aşağı kütləli ulduzlar qırmızı nəhəng olur. (Bu cür nəhəng ulduzları ilk dəfə Ulduzlar: A Göy Sayımı kitabında müzakirə etdik burada belə “şişmiş” ulduzların necə yarandığını görürük.) Bu ulduzların “parçalanmış şəxsiyyətləri” olduğunu da deyə bilərsiniz: xarici təbəqələri genişlənərkən nüvələri büzülür. (Qeyd edək ki, qırmızı nəhəng ulduzlar əslində dərin qırmızı görünmür, rəngləri daha çox narıncı və ya narıncı-qırmızıya bənzəyir.)

Bu qırmızı nəhənglər və supergigantlar əsas ardıcıllıq ulduzundan nə qədər fərqlidirlər? Cədvəl 22.2 Günəşi ovçunun qoltuğunu işarələyən parlaq qırmızı ulduz kimi Orion kəmərinin üstündə görünən qırmızı supergian Betelgeuse ilə müqayisə edir. Günəşə nisbətən bu fövqəlgüc daha böyük radiusa, daha az orta sıxlığa, daha soyuq bir səthə və daha isti bir nüvəyə sahibdir.

Əmlak Günəş Betelgeuse
Kütlə (2 × 10 33 g) 1 16
Radius (km) 700,000 500,000,000
Səth temperaturu (K) 5,800 3,600
Əsas temperatur (K) 15,000,000 160,000,000
Parlaqlıq (4 × 10 26 W) 1 46,000
Orta sıxlıq (g / sm 3) 1.4 1.3 × 10 –7
Yaş (milyonlarla il) 4,500 10

Qırmızı nəhənglər o qədər böyüyə bilər ki, Günəşi onlardan biri ilə əvəz etsəydik, onun xarici atmosferi Marsın orbitinə və ya hətta kənarına uzanacaqdı (şəkil 22.4). Bu bir ulduzun uzun illər "gənclik" və "yetkinlik" dövründən "qocalıq" a doğru hərəkət edərkən (insan həyatına bənzətməmizi davam etdirmək üçün) bir həyatının növbəti mərhələsidir. (Axı bu gün bir çox insan yaşlandıqca xarici təbəqələrinin də bir az genişləndiyini görür.) Günəş və Betelgeuse nisbi yaşlarını nəzərə alaraq, “daha ​​böyük ulduzlar daha tez ölür” fikrinin həqiqətən də həqiqət olduğunu görə bilərik burada. Betelgeuse, Günəşin 4,5 milyard ili ilə müqayisədə nisbətən cavan olan 10 milyon yaşındadır, ancaq qırmızı bir supergian olaraq ölümə yaxınlaşır.

Nəhəng Səhnəyə Təkamül üçün Modellər

Daha əvvəl müzakirə etdiyimiz kimi, astronomlar ulduzların həyatları boyu necə dəyişdiyini görmək üçün fərqli kütlələrə və kompozisiyalara sahib olan ulduzların kompüter modellərini qura bilərlər. İllinoys Universitetinin astronomu Icko Iben tərəfindən nəzəri hesablamalara əsaslanan Şəkil 22.5, əsas ardıcıllıqdan nəhəng mərhələyə qədər bir neçə təkamül izi olan H-R diaqramını göstərir. Yollar fərqli kütlələrə (Günəşimizin kütləsindən 0,5 ilə 15 qat çox) və Günəşə bənzər kimyəvi tərkibli ulduzlar üçün göstərilir. Qırmızı xətt ilkin və ya sıfır yaş əsas ardıcıllıqdır. Yollar boyunca olan rəqəmlər, hər bir ulduzun əsas ardıcıllığı tərk etdikdən sonra təkamülündə bu nöqtələrə çatması üçün illərlə tələb olunan vaxtı göstərir. Bir daha görə bilərsiniz ki, bir ulduz nə qədər böyükdürsə, ömrünün hər mərhələsini o qədər tez keçir.

Qeyd edək ki, bu diaqramdakı ən böyük ulduzun Betelgeuse-a bənzər bir kütləsi var və buna görə də onun təkamül yolu Betelgeuse tarixini göstərir. 1 günəş kütləsindəki bir ulduzun izi, Günəşin yalnız 4,5 milyard yaşında olduğu üçün yenə də əsas təkamül mərhələsində olduğunu göstərir. Günəşin əsas ardıcıllıqdan - qırmızı nəhəng hala gətirəcək xarici təbəqələrinin genişlənməsindən özünün "tırmanışına" başlamazdan əvvəl milyardlarla il olacaq.

Öyrənmə ilə əlaqə

Müxtəlif kütlələrdə olan ulduzların təkamülünü araşdırmaq üçün Ulduz bir Qutu simulyasiyasından istifadə edin. Ulduzun kütləsini seçin və parlaqlığının, temperaturunun və ölçüsünün ömrü boyu necə dəyişdiyini görmək üçün oyuna vurun.


Bir ulduzun həyat dövründə qırmızı nəhəng planetar bir dumanlığa necə çevrilir?

Əsasən Qırmızı Nəhəng Günəşimiz kimi bir Ulduz hidrogeninin hamısını helyuma yandırdıqda və sonra yenidən düzəldikdə meydana gəlir. Bu müddət təxminən 10 milyard il çəkir. Qırmızı Nəhəng olduqdan sonra Günəş bugünkü olduğundan daha böyük və daha sıx olacaq.

Bu anda Helium tükənənə qədər bir neçə yüz milyon il ərzində Helium'u Karbona yandırmağa başlayacaq və Dəmir kimi daha ağır elementlər meydana gətirəcək qədər sıx olmayacağından, birləşmə prosesi dayanacaq və Ulduzun üstünə çökəcək daxili cazibə qüvvəsinə görə nüvə, çünki bu cazibəni sabitləşdirmək üçün Füzyon enerjisi olmayacaqdır.

Bu zaman Günəş sakitcə xarici təbəqələrini a adlı kosmosa tökəcək Planet dumanlığı və yerin ölçüsü, lakin Günəşin kütləsi olan bir Ağ Cırtdana, son dərəcə sıx bir Ulduza çevrilsin.


Qırmızı Nəhəngin orbitində

Nəhəng bir qırmızı ulduzun ətrafında dövr edən bir planet, 1992-ci ildə günəş sistemimizin xaricində tapılan ilk planetləri kəşf edən Penn State & # 8217s Alex Wolszczan rəhbərlik etdiyi bir astronomiya qrupu tərəfindən kəşf edildi. Yeni kəşf astronomlara Günəşimiz qırmızı nəhəng bir ulduz halına gələndə günəş sistemimizdəki planetlərin başına nə gələcəyini anlamağa kömək edir və səthi Yer kürəsinin ətrafına qədər çatacaq qədər genişlənir. Gələcəkdə genişlənən günəşin Yerdəki həyatın gələcəyi üçün kəskin təsiri olacaqdır. Ulduz Günəşdən 2 qat daha böyük və 10 qat daha böyükdür. Yeni planet nəhəng ulduzu hər 360 gündə dövr edir və Yerdən 300 işıq ili uzaqlıqda, Perseus bürcündədir. Kəşfi izah edən bir sənəd Astrofizika jurnalının 2007-ci il Noyabr sayında dərc ediləcək.

Kəşf tədqiqat qrupunun üç il əvvəl Yupiter-kütləvi planetləri qırmızı nəhəng ulduzların ətrafında, əksər planet axtarışlarına daxil olanlardan daha uzaqda olan qırmızı nəhəng ulduzlar ətrafında tapmaq üçün başladığı davam edən bir səy nəticəsində baş verdi. & quotAstronomlar 10 ildən çox günəşə bənzər ulduzlar ətrafında planetlər axtarmağa və qalaktik qonşuluğumuzun başqa yerlərində 250-dən çox planet kəşf etdikdən sonra günəş sistemimizin planetimizdəki həyatı dəstəkləyən şərtlər daxil olmaqla xüsusiyyətlərini hələ də bilmirik. Qalaktikadakı günəş sistemləri arasında tipik və ya müstəsna bir şeydir & quot; Wolszczan deyir. & quotHazırda Günəşimiz kimi ulduzların ətrafındakı planetlərin axtarışlarına əsaslanan şəkil, planet sistemimizin bir çox cəhətdən qeyri-adi görünməsidir. & quot;

& quotBu planet Penn State astronomları tərəfindən Hobbi-Eberly Teleskopu ilə kəşf edilən ilk planetdir və qırmızı nəhəng ulduzların ətrafında kəşf olunmuş on günəş sistemindən ən uzaq birindədir və & quot; kəşfin üzvü Lawrence Ramsey. qrupu və Penn Ştatdakı Astronomiya və Astrofizika Bölməsinin rəhbəri. Ramsey, Hobbi-Eberly Teleskopunun konsepsiyası, dizaynı, inşası və istismarı sahəsində liderdir. & quot; Hobbi-Eberly Teleskopundan istifadə edərək planetar axtarışlar və planetar astronomiyanın ciddi iştirakçılarına çevrilirik & quot;

Astronomlar, kainatın başqa yerlərində həyatı daha tez aşkarlamaq, mümkün olan bütün günəş sistemlərini kəşf etmək və müxtəlif ulduz növləri ətrafında necə meydana gəldiklərini öyrənmək ümidi ilə planetləri axtarmaq üçün fərqli strategiyalarla bölüşürlər. Wolszczan & # 8217s komandası, bu yeni strategiyalardan birini istifadə etdi və nəhəng ulduzların ətrafındakı planetləri axtararaq, Günəşimizdən daha sonrakı bir həyat mərhələsinə keçdi.

& quot; Günəş sistemlərinə ev sahibliyi etməyə namizəd olan minə yaxın nəhəng ulduzun bir kataloqunu hazırladıq & quot; Wolszczan deyir. Because the method for discovering planets involves repeated measurements of their gravitational effect on the star they circle, and because planets around red giants can take years to make one orbit around the star, the research team is just now beginning to reap discoveries from years of systematic observations. "It took us 3 years to gather enough data on over 300 stars to start identifying those that are good candidates for having planetary companions," Wolszczan said. "This planet is just the first of a number of planet discoveries that this research program is likely to produce."

This research is a collaboration between astronomers at Penn State, Nicholas Copernicus University in Poland, the McDonald Observatory, and the California Institute of Technology. "One important aspect of this work is that it marks the debut of a research group in Poland, led by Dr. Andrzej Niedzielski, which has become a serious contributor to discoveries in extra-solar planetary astronomy," Wolszczan said.

One reason for studying solar systems that include red-giant stars is that they help astronomers to understand more about the future of our own solar system — as family photos can give children an idea of what they might look like when they are the age of their grandparents. "Our Sun probably will make the Earth unhabitable in about 2 billion years because it will get hotter and hotter as it evolves on its way to becoming a red giant about 5 billion years from now," Wolszczan says. As the star swells up, transforming itself into a red giant, it affects the orbits of its planets and the dynamics of the whole planetary system, causing such changes as orbit crossings, planet collisions, and the formation of new planets out of the debris of those collisions. "When our Sun becomes a red giant, Earth and the other inner planets very likely will dive into it and disappear," Wolszczan says.

Another motivation for studying red-giant stars is to understand how their habitable zones move farther out as the star’s radiating surface becomes bigger. Based on how long it took for life to develop on Earth, scientists speculate that there is more than enough time during a star’s giant phase for life to get a start somewhere in the evolving habitable zones. "In our solar system, places like Europa &ndash a satellite of Jupiter that now is covered by a thick layer of water ice — might warm up enough to support life for more than a billion years or so, over the time when our Sun begins to evolve into a red giant, making life on Earth impossible," Wolszczan said.

The method the astronomers use to discover planets is to observe candidate stars, repeatedly measuring their space velocity using the Doppler effect — the changes in the star’s light spectrum that result from its being pulled alternately toward and away from Earth by the gravity of an orbiting planet. "When we detect a significant difference in a star’s velocity over a month or two, we then start observing that star more frequently," Wolszczan says. "In this paper, the velocity of the star changed by about 50 meters per second (about 100 miles per hour) between our first and second observations, so we observed that star more frequently and we found a clearly repeatable effect, indicating the presence of a planet." A star and its orbiting planet move around the center-of-mass of the whole system, so the star alternately approaches and recedes from Earth periodically. "When the star gets closer to us, its light becomes a little bit bluer and when it recedes from us, its light becomes redder, and we can measure that effect to deduce the presence of planets," Wolszczan explains.

Searching for planets around giant stars also is a clever way to learn about the formation of planets around stars more massive than our Sun. Because massive stars are so hot when they are in the phase of life of our Sun, astronomers have not been able to detect enough of their spectral lines to use the Doppler-spectroscopy method of finding planets. However, these stars become cooler as they evolve into giants, at which point the spectral-line observations needed for Doppler detection of planets become possible. "We want to know how often do planets form around stars that were more massive than our Sun," Wolszczan said. "Obviously, the more solar systems around red giants we discover and study, the better chance we have to really understand the big picture of planet formation."

Another reason astronomers are trying to discover planets around different kinds of stars at different stages of stellar evolution is to find out how different kinds of planetary systems change when their stars become red giants and how they ultimately end their lives as burnt-out, shrunken white-dwarfs.

"We really are at the very beginning of this effort and it is going to take time to get a consistent picture of planetary formation and evolution," Wolszczan says. "The more we learn, the greater the chance will be that sooner or later we will discover how ordinary or extraordinary is our home — the Earth’s solar system."

This research received financial support from NASA’s Jet Propulsion Laboratory, Penn State’s NASA-funded Astrobiology Program, the Polish Ministry of Science and Higher Education, and private donors.


Videoya baxın: Карта вселенной. Научные сенсации (Oktyabr 2021).