Astronomiya

Sub nəhəngi nə vaxt qırmızı nəhəng olur?

Sub nəhəngi nə vaxt qırmızı nəhəng olur?

Sadə, amma maraqlı bir sual düşünürəm. Baş ardıcıllıqdakı hidrogen tükənməsindən sonra post əsas ardıcıllığın Helium nüvəsi ətrafındakı bir qabığa hidrogen yandırdıqları SGB ilə başladığını başa düşürəm. Biz də bilirik ki, 2 M $ -dan aşağı olan ulduzlar bir Helium flaşını yaşayır və Qırmızı nəhəng ucundan sonra Helium nüvəli birləşməsinə başlayır. Halbuki $ 2 M-dən böyük olan ulduzlarda {{ odot} $ bu Helium flaşı yoxdur və Helium yanmasına SGB-dən dərhal sonra helium flaşı olmadan başlayır (çox kütləvi ulduzlar Heliumu əsas ardıcıllıqla yandırır).

İndi sualım budur ki, sub nəhəngdə onu hansı qırmızı nəhəng hala gətirən hansı xüsusi fiziki proses olur?

Əvvəlcədən təşəkkür edirəm (riyazi / fizika izahatları üçün də açıqam, çünki özüm fizika oxuyuram).


Bu sualınıza cavab verib-vermədiyini bilmirəm, amma hər iki ulduz eyni prosesi yaşayır, subgiantlara nə olur ki, sərbəst elektronlar buludu biraz prokkları dayandırır, amma kütləvi ulduzlarda bu bulud dəyişdirilməyib.

Degenerasiya olunmuş elektron buludu: kvant mexaniki təsirləri ilə təyin olunan təzyiqə və digər fiziki xüsusiyyətlərə malik təsirsiz hissəciklər. Klassik mexanikada ideal bir qazın analoqudur. Maddənin degenerasiya vəziyyəti, ideal bir qazdan kənara çıxdıqca, laboratoriyada fövqəladə yüksək sıxlıqda (kompakt ulduzlarda) və ya olduqca aşağı temperaturda yaranır. Ümumiyyətlə elektronlar, neytronlar, protonlar və fermionlar kimi maddə hissəcikləri üçün meydana gəlir və bu vəziyyətdə elektron-degenerasiya maddəsi, neytron-degenerasiya maddəsi və s. Ağ cırtdanlarda və ya metallarda ionlar və elektronlar kimi hissəciklər qarışığında elektronlar degenerasiya ola bilər, ionlar isə yox.


Post-main ardıcıllığı təkamül mərhələlərini keçək. İstinad üçün şəkillər və məzmunun çox hissəsi Carroll və Ostlie tərəfindən Müasir Astrofizikaya Girişdən çəkilir. Bunu kiçik kütlə ulduzlarına ($ sim1 : mathrm {M_ odot} $) və aralıq kütlə ulduzlarına (($ sim5 : mathrm {M_ odot} $) ayıracağam.

Aşağı Kütləvi Təkamül

Yuxarıda aşağı kütləli ulduzun parlaqlıq-temperatur fazası fəzasından keçən yolunu əks etdirən H-R diaqramı verilmişdir. Ulduzun nüvəsində hidrogen tükəndikdən və hidrogenin heliuma birləşməsi dayandırıldıqdan sonra ulduz Sıfır Yaş Əsas Sıra (ZAMS) dan çıxır. Dediyiniz kimi, cüzi bir nüvəli daralmaya başlayırsınız, sonra nüvənin ətrafındakı bir qabıqdakı hidrogen yanmağa başlayır və helium qabığı istehsal edir. Bu hidrogen qabığının yandırılması nüvənin böyüməsinə davam edir və bir anda Schonberg-Chandrasekhar həddinə çatırsınız, əslində nüvənin özünün və zərfin cazibə təzyiqini dəstəkləyə bilən kütlə həddinə çatırsınız. Nüvə çox kütləli olduqdan sonra, sürətlə büzülür və zərfin içinə atılan və onun istiləşməsinə səbəb olan bir çox cazibə potensial enerjisini sərbəst buraxır. Bu nöqtədə ulduz yolun Sub-Giant Branch (SGB) hissəsinin sonunda və Qırmızı Nəhəng Branch'a (RGB) girmək üzrədir.

Çökən bir nüvənin (və hidrogen qabığının yanmasına davam edən) böyük miqdarda enerji və istilənən bir zərf istehsal etdiyi üçün ulduzun bir bərabərlik səviyyəsinə çatması lazımdır. Bu, zərfin kəskin şəkildə genişlənməsi ilə əldə edilir. Mübarizə edərdim ki, bu, ulduz qırmızı nəhəng hala gələndədir. Əsas büzülmə enerjisi zərfə atıldıqdan və zərf qızdırıldığı üçün genişləndi. Bu nöqtədən sonra nüvədən və helium flaşından bir azaldılma da daxil olmaqla daha çox şey baş verir, ancaq sualınızın əhatəsindən kənarda qalır.

Orta Kütlə Təkamülü

Bu, ZAMS-dan ayrılarkən ara kütlə ulduzunun yolunu təmsil edən H-R Diaqramıdır. Yuxarıda göstərdiyim təsvirin əksəriyyəti burada tətbiq olunur, çünki ara kütlə ulduzu eyni prosesi izləyir. Detallarda yalnız bir neçə fərq var. Seçə biləcəyiniz əsas fərq, ulduz SGB boyunca hərəkət etdikdə, RGB-yə çıxmadan əvvəl parıltıda sona doğru azalmasıdır. Bunun səbəbi, əsas müqavilələrdən və zərfin içərisinə enerji buraxdıqdan sonra, zərfin aşağı kütlə vəziyyətindən o qədər böyük olmasıdır ki, təkrar ebrilləməyə ehtiyac duymadan əvvəl daha çox enerji ala bilər. Bir müddət nüvənin büzülməsi, zərfin içərisinə enerji tökülməsi və ümumi ulduz parlaqlığı azalır, çünki nüvənin enerjisi hələ ulduzdan çıxış yolu tapmayıb, lakin ulduz indi daha kiçikdir. Zərf ən yüksək enerji istehlakına çatdıqdan sonra daha aşağı kütlə $ - $ vəziyyətində olduğu kimi genişlənir, sadəcə bu nöqtəyə çatmaq üçün daha çox vaxt və enerji lazımdır.


Düz bir tərif HR diaqramında bir ulduzun təkamül yolunda yerləşdiyi nöqteyi-nəzərdəndir (aşağıya bax). Subgiant budaq ulduzları hidrogen nüvəsini tükənmiş və hidrogenini bir qabıqda yandıranlardır lakin onların nüvələri əhəmiyyətli dərəcədə müqaviləyə başlamamışlar. Parlaqlıqdakı aydın yüksəliş qırmızı nəhəng budağın başlanğıcını göstərir. Bu, nüvənin əhəmiyyətli dərəcədə daha kütləvi böyüdüyü, hidrostatik olaraq dayana bilmədiyi və müqavilə bağlamağa başladığı zaman meydana gəlir. Eyni zamanda zərf genişlənir və konvektiv olur və H yanan qabıq içəriyə doğru irəliləyir və temperatur və parlaqlıqda artır.

Qırmızı nəhəng budağın ucu Onun alovlandığı yerdir. Ulduzdan aşağıda olduqda bu degenerasiya edilmiş bir nüvədə "partlayışla" baş verir $ 2M _ { odot} $ (yox $ 5M _ { odot} $), lakin daha yüksək kütlə ulduzlarında problemsiz başlayır. Bu, nüvənin genişlənməsinə səbəb olur, H yanan qabığı itələyir və parlaqlığı azaldır.

Müxtəlif kütləli ulduzlar üçün təkamül yollarında subgiant və qırmızı nəhəng budaqların yerini göstərən HR diaqramı. Parçalar əsas ardıcıllıqla başlayır və əsas ardıcıllığın sona çatmasına qədər inkişaf edir, subgiant budaqda qırmızı nəhəng budağı açır, nüvə O yanmağa başladığında sona çatır və ulduzlar daha az işıqlı və daha isti olur.


Yaşamaq üçün Qırmızı Nəhənglər və Planetlər

Astronomlar çoxdan bəri bildiyimiz kimi həyat üçün ən yaxşı yerin "yaşana bilən zonada" bir planet olduğunu - maye su ilə planetlərə aparan orbitlər üçündür - günəşimiz kimi əsas ardıcıllıq ulduzunu əhatə etdiyini düşünürlər. Elmi fantastika müəllifləri daha yaxşı bilirlər - və indi astronomlar keçmiş işləri yenidən nəzərdən keçirirlər.

Amerikalı astrofizik William Danchi və Fransız həmkarları Bruno Lopez və Jean Scheider, planetlərin axtarışı günəşimiz kimi əsas ardıcıllıq ulduzları ilə məhdudlaşmamalı olduğunu iddia edirlər. Əsas ardıcıllıq, günəş həyatının yalnız bir neçə milyard illik sabitlik dövrü təklif etdiyi bir helium nüvəsi ətrafında hidrogenini yandırmağa başladığı ilk sabit dövrdür. Nəhayət, düzgün kütləyə sahib olan ulduzlar nəticədə qırmızı nəhəng olur, ulduzun nüvəsinin temperaturu kiçildikcə artır, lakin xarici təbəqələr genişlənir və soyuyur. Qırmızı nəhəng bir "yaşayış zonası" (günəş kimi) təxminən 630 milyon mildən 2 milyard milə qədər uzanır.

Danchi, Lopez və Schneider, təxminən 150 alt nəhəng və qırmızı nəhəng ulduzun Yerdən 100 işıq ili içində yerləşdiyini iddia edirlər (təxminən 1000 əsas ardıcıllıqla müqayisədə). NASA-nın Yer Planetini Tapan kosmik missiyası yalnız əsas ardıcıllıq ulduzlarına yönəldiləcək. Bu ulduzlar günəşlərindən daha uzaq məskunlaşa bilən planetlərə sahib olacaq və bu səbəbdən ana ulduzların parıltısında tapmaq daha asan olacaq.

Elm fantastika müəllifləri uzun müddət qırmızı nəhəng ulduzları yadplanetlilər üçün tez-tez əlverişli bir yer olaraq istifadə etdilər, çox qədim və müdrik bir mədəniyyətin planetini göstərmək üçün istifadə olunur. Arthur C. Clarke 1953-cü ildə yazdığı Uşaqlığın Sonu adlı kitabında, çətin bir inkişaf mərhələsində yer üzünə kömək etməyə gələn Overlords planetini təsvir edir:

Bu, həyatının ən üstün anı idi: indi o, başqa bir günəşin alovlandırdığı dünyaya baxan ilk insan olmalıdır.

Narahat olmasa da soyuqdu. Ufqdakı alçaq qırmızı günəşin işığı insan gözləri üçün kifayət qədər geniş idi, lakin Jan göyərti və maviyə can atmağın nə qədər olacağını düşündü. Sonra günəşin yanında qoyulmuş böyük bir yay kimi göyə uzanan nəhəng, gofret nazik aypara gördü. Səfərinin hələ sona çatmadığını anlamadan əvvəl uzun müddət baxdı. Üstünlərin dünyası bu idi. Bu onun peyki olmalıdır, sadəcə gəmilərinin işlədiyi baza.

Ölməkdə olan ulduzlar haqqında daha çox məlumat dondurulmuş planetləri yaşayış halına gətirə bilər. Günəşimiz qırmızı bir nəhəng halına gəldikdə, Yer kürəsinin artıq "yaşayış zonasında" qalmayacağından narahat olursunuzsa, fantastika müəlliflərinin bir planetin hərəkət etməsi barədə dediklərini oxuyun.


Nəhəng ulduz

Redaktorlarımız təqdim etdiyinizi nəzərdən keçirəcək və məqaləyə yenidən baxılıb-baxılmayacağını müəyyənləşdirəcəkdir.

Nəhəng ulduz, kütləsi və istiliyi üçün nisbətən böyük radiusa sahib olan hər hansı bir ulduz, şüalanma sahəsi müvafiq olaraq böyük olduğu üçün bu cür ulduzların parlaqlığı yüksəkdir. Nəhənglərin alt sinifləri, kütlələri və temperaturları üçün daha böyük radius və parlaqlığa sahib olan supergigantlardır (görmək supergiant ulduz) aşağı temperaturlu, lakin böyük parlaqlığa sahib olan qırmızı nəhənglər və radiuslarını və parlaqlığını biraz azaltmış subgantlar.

Bəzi nəhənglər Günəşdən yüz min dəfə daha parlaqdır. Hertzsprung-Russell diaqramındakı mövqeləri əksinə cırtdan ulduzlar adlandırılan ulduzların əksəriyyətinin düşdüyü əsas ardıcıllığın üstündədir. Nəhənglərin və supergigantların kütlələri Günəşdən 10-30 dəfə çox ola bilər, lakin onların həcmi ümumiyyətlə 1.000.000 - 10.000.000 dəfə çoxdur. Beləliklə, onlar aşağı sıxlıqlı “diffuz” ulduzlardır.

Bu yazı ən son redaktor köməkçisi Robert Lewis tərəfindən yenidən işlənmiş və yenilənmişdir.


Ulduzlar arasındakı kosmik göstəricilər nəticəsində yaranmış kosmosdakı möhtəşəm göy qurşağı buludu

Göy qurşağı rəngli təəccüblü bir qaz buludu, bir neçə yüz il əvvəl onu söndürən bir cüt ulduzu əhatə edir.

Atacama Böyük Milimetr / Submillimetr Array (ALMA) istifadə edərək, astronomlar ikili ulduz sistemi Avropa Cənubi Rəsədxanasından edilən şərhə görə, iki ulduz arasındakı qarşıdurmanın nəticəsi olduğuna inanan özünəməxsus bir qaz buludunu ortaya qoyan HD101584 adlandı.

Məlumat ALMA və Atacama Pathfinder Experiment (APEX) göstərir ki, ulduzlardan biri o birini böyüdərək o birini böyüdü. Kiçik ulduz nəhəng ulduz yoldaşına doğru fırlandıqca daha böyük, günəşə bənzər bir ulduzun xarici təbəqələrini tökməsinə səbəb oldu və nəticədə yeni yayımlanan ALMA şəkillərində genişlənən qaz buludları meydana gəldi.

Tipik olaraq, günəşə bənzər ulduzlar nüvələrindəki bütün hidrogenləri yandırdıqda a parlaq qırmızı-nəhəng ulduz. Bu tip ulduzlar öldükdə, xarici qatları tökür, arxasında ağ cırtdan adlanan isti, sıx bir qalıq qoyur.

Bununla birlikdə, qırmızı nəhəng HD101584 'dəki təkamülü vaxtından əvvəl və dramatik şəkildə sona çatdı, çünki yaxınlıqdakı az kütləli bir yoldaş ulduzu nəhəng bürüdü, "İsveçdəki Chalmers Texnologiya Universitetinin astronomu Hans Olofsson, yeni araşdırmalara rəhbərlik etdi. ulduz cütü, açıqlamasında deyildi.

Kiçik ulduz daha böyük yoldaşına doğru fırlandıqda, qaz təyyarələri meydana gəldi və bu da qırmızı nəhəngdən atılan materialı kosmosa çıxardı. Bu müddət içərisində qaz halqaları və parlaq mavi və qırmızı rəngli maddələr meydana gəldi ALMA şəkilləri. Açıqlamaya görə mavi qaz buludları bizə doğru ən sürətli hərəkət edən materialı, qırmızı qaz buludları isə bizdən ən sürətli hərəkət edən materialı təmsil edir.

Bəyanata görə, ALMA müşahidələrinə əsasən, tədqiqatçılar az kütləli yoldaş ulduzun yalnız bir neçə yüz il əvvəl kritik bir ölçüyə çatdıqda qırmızı nəhəng ulduz tərəfindən tutulduğunu düşünürlər.

Kiçik ulduz qırmızı nəhəngə doğru döndü, lakin nüvəsinə çatmadan dayandı, bu səbəbdən cütlük bir-birinə bu qədər yaxın görünür və ALMA görüntüsünün mərkəzində tək parlaq nöqtə kimi təmsil olunur.

"Hazırda bir çox günəşə bənzər ulduzlara xas olan ölüm proseslərini təsvir edə bilərik, amma bunun niyə və ya necə baş verdiyini izah edə bilmərik" dedi yeni araşdırmanın həmmüəllifi və İsveçdəki Uppsala Universitetinin astronomu Sofiya Ramstedt. açıqlamasında. "HD101584, bu tapmacanın həlli üçün daha yaxşı arasında qısa bir keçid mərhələsində olduğundan həlli üçün bizə vacib ipucları verir təkamül mərhələlərini öyrənmişdir. HD101584 mühitinin detallı görüntüləri ilə əvvəllər olduğu nəhəng ulduzla tezliklə ulduz qalığı arasında əlaqə qura bilərik. "

Onların tapıntıları keçən il Astronomy & amp Astrophysics jurnalında nəşr olundu.


Əsas Sıra Ulduzu:

Qalaktikamızdakı bütün ulduzların və hətta Kainatın əksəriyyəti əsas ardıcıllıq ulduzlarıdır. Günəşimiz əsas ardıcıllıq ulduzu və ən yaxın qonşularımız Sirius və Alpha Centauri A. da əsas ardıcıllıq ulduzları ölçüsünə, kütləsinə və parlaqlığına görə dəyişə bilər, amma hamısı eyni şeyi edir: hidrogenləri nüvələrindəki heliuma çevirmək. , nəhəng bir enerji buraxır.

Əsas ardıcıllıqdakı bir ulduz hidrostatik tarazlıq vəziyyətindədir. Cazibə qüvvəsi ulduzu içəri çəkir və ulduzdakı bütün birləşmə reaksiyalarından gələn yüngül təzyiq çölə doğru itələyir. Daxili və xarici qüvvələr bir-birini tarazlaşdırır və ulduz sferik forma saxlayır. Əsas ardıcıllıqdakı ulduzlar kütləsindən asılı olan bir ölçüyə sahib olacaq, bu da onları içəri çəkən cazibə miqdarını təyin edir.

Əsas ardıcıllıq ulduzu üçün aşağı kütlə həddi Günəşin kütləsindən təxminən 0,08 dəfə və ya Yupiterin kütləsindən 80 dəfə çoxdur. Bu, nüvədə qaynaşma yandırmaq üçün lazım olan minimum cazibə təzyiqidir. Ulduzlar nəzəri olaraq Günəş kütləsinin 100 qatından çox böyüyə bilər.


Mövzu: Bir ulduzun qırmızı nəhəng hala gəlməsi üçün nə qədər vaxt lazımdır?

Fərz edək ki, əsas ardıcıllıq ömrünün sonunda bir ulduzunuz var və qaynadılmış (?) Hidrogenin hamısı və ya çoxu helyuma çevrilib. İndi astrofizika dərsliyimdə oxuduğumdan nə olacaq ki, ulduz daha kiçik və parlaq böyüyəcək, çünki radiasiya təzyiqi artıq cazibəni tarazlaşdırmır. Nəhayət, nüvə helyum birləşməsinə başlamaq üçün kifayət qədər sıxılmış olacaq və ulduz qırmızı nəhəngə qədər genişlənəcəkdir.

Məni maraqlandıran budur ki, bu müddət nə qədər çəkir. Başlanğıc nöqtəsi bir az qeyri-müəyyəndir - təəssüratım budur ki, bir ulduz ömrü boyu müəyyən bir nöqtəyə qədər istilik və parlaqlıq baxımından az və ya çox sabitdir, ona görə də başlanğıc deyin. Bu nöqtə ilə helium birləşməsinin başlanğıcı arasında və helium birləşməsindən ulduz genişlənməyə qədər nə qədər olardı?

Həm də bu müddət ərzində parlaqlıq necə dəyişir? Bir növ fikrim var, amma kiminsə zamanla bir növ diaqram üçün bir göstəricisi varsa faydalı olar.


Vəziyyət bir RPG seansı zamanı ortaya çıxdı, inanın ya da inanmayın. Bilmirdim və cavabı tapa bilmədim, buna görə düyünləməli oldum. ops:


Sub nəhəngi nə vaxt qırmızı nəhəng olur? - Astronomiya

EnchantedLearning.com bir istifadəçi tərəfindən dəstəklənən bir saytdır.
Bonus olaraq sayt üzvləri, saytın çap olunmayan səhifələri ilə reklamsız reklam versiyasına giriş əldə edirlər.
Daha çox məlumat üçün buraya vurun.
(Artıq üzvüsünüz? Buraya vurun.)

Bəyənə bilərsiniz:
Günəşə bənzər Ulduzların ölümü - Astronomiya ZoomUlduz Ölümü (Ən böyük ulduzlar) - Astronomiya ZoomUlduz Ölümü - Astronomiya BöyütUlduz Ölümü (Nəhəng ulduzlar) - Astronomiya ZoomDumanlıqlar - Astronomiya ZoomBugünkü seçilən səhifə: Danışıq hissələrini yazın: Yazdırılabilir İş səhifəsi

Bu səhifə üçün abunəçilərimizin sinif səviyyəli təxminləri: 6-7
Mündəricat Tilsimli Təlim
Astronomiya haqqında hər şey
Sayt İndeksi
Günəş sistemimiz Ulduzlar Lüğət Yazdırılabilir materiallar, iş vərəqələri və fəaliyyətlər
Günəş Planetlər Ay Asteroidlər Kuiper kəməri Kometalar Meteorlar Astronomlar

-->
Ulduzlar
Həyat dövrü Nüvə Füzyonu Ən parlaq Ulduzlar Gökadalar Digər Günəş Sistemləri Bürclər Niyə Ulduzlar parıldayır
Doğum Ölüm Ulduz növləri Ən yaxın Ulduzlar Dumanlıqlar Böyük Ulduzlar Bürc Fəaliyyətlər, bağlantılar

Ulduzların anadan olması Ulduzların ölümü
Günəşə bənzər Ulduzlar
(Günəş kütləsinin 1,5 qatına qədər)
Böyük Ulduzlar
(Günəş kütləsinin 1,5-dən 3 qatına qədər)
Nəhəng Ulduzlar
(Günəş kütləsinin 3 qatından çox)

ULDUZLARIN HƏYAT DÖVRÜ
Ulduzlar dumanlıqlarda doğulur. Nəhəng toz və qaz buludları cazibə qüvvələri altında dağılır və protozulduzlar əmələ gətirir. Bu gənc ulduzlar daha çox çökməyə məruz qalır və əsas ardıcıllıq ulduzlarını meydana gətirirlər.

Ulduzlar qocaldıqca genişlənir. Nüvənin hidrogen və sonra helyum tükəndiyi üçün nüvə təmasları və xarici təbəqələr genişlənir, soyuyur və daha az parlaq olur. Bu qırmızı bir nəhəng və ya qırmızı bir super nəhəngdir (ulduzun başlanğıc kütləsindən asılı olaraq). Nəhayət çökəcək və partlayacaq. Taleyi ulduzun orijinal kütləsi ilə müəyyən edilir, ya qara cırtdan, neytron ulduzu və ya qara dəlik halına gələcək.


Trivia

Gecə səmasında ən parlaq ulduz nədir?

Günəşimizdən başqa, gecə səmasında ən parlaq ulduz Siriusdur. Sirius ayrıca Canis Major bürcünün ən parlaq ulduzudur. Orada Siriusdan daha parlaq ulduzlar var, bununla birlikdə Sirius bizə çox yaxındır, daha parlaq görünür.

Ulduzlar niyə parıldayır?

Bəzi ulduzların müəyyən müddət ərzində parlaqlıq dəyişikliyi var. Getdikcə halsızlaşırlar və sonra daha parlaq və parlaq olmağa başlayırlar. Bununla birlikdə, yer kürəsindəki atmosferə görə ulduzlar parıldayır.

Turbulentliklər və ya havanın hərəkəti, ulduzdan hiss etdiyimiz işığı biraz əyilmək üçün təsir edə bilər və bu səbəbdən ulduzun yanıb söndüyü bu illüziyanı yaradır.

Ən isti ulduz nədir?

Kainatdakı ən isti ulduzlar ümumiyyətlə mavi rəngdədir. O tipli ulduzlardır və Günəşimizdən dəfələrlə isti. 10 Lacerta, məsələn, O tipli bir ulduzdur və ortalama səth temperaturu 36.000 K civarındadır, yəni 5.778 K temperaturu olan Günəşimizdən 6.2 dəfədən çox isti deməkdir.

Ağ cırtdan ulduzlar isə daha isti olur. 100.000 K-yə qədər və ya Günəşimizdən 17 dəfədən çox isti ola bilər. Bəzi ağ cırtdanlar bundan daha da isti olur.


Qırmızı nəhəng hansı yanacaqdan istifadə edir?

Bilirəm ki, bir ulduz hidrojeni yanacaq kimi helyuma yandırır, bəs qırmızı nəhənglər? Google-dan baxmağa çalışdım, amma insanlar qırmızı nəhənglərin yanacağını yandıraraq öldüyünü söyləyirlər.

Qırmızı nəhənglər o qədər də çox deyil nə & # x27s qaynaşma, əksinə harada birləşmə baş verir.

Günəşimiz kimi bir ulduz hidrogenləri özəyi ilə helyuma birləşdirəcəkdir. Milyard illər sonra nüvə hidrogen birləşməsindən əmələ gələn bütün helyum & quotash & quot ilə çirklənməyə başlayır və nüvənin birləşməsini daha az təsirli edir. Bununla birlikdə, nüvəni əhatə edən bir qabıqda hələ də nisbətən saf hidrogen var (helium hidrogendən daha sıx olduğundan və bu bölgədə çox konveksiya olmadığı üçün ulduzun mərkəzində qalmağa meyllidir).

Bir nöqtədə, nüvədəki hidrogen birləşməsi o qədər təsirsizdir ki, artıq ulduzun çəkisinə basmaq üçün kifayət qədər radiasiya təzyiqi istehsal edə bilməz və xarici təbəqələr içəriyə doğru düşməyə başlayır. Nüvədəki helium külü ilə birləşdirildikdə, bu kül topu ətrafındakı səth cazibəsinin kifayət qədər yüksək olduğu, ətrafdakı qabıqdakı nisbətən saf hidrogenin alovlanması və əriməsi üçün birdən-birə kifayət qədər təzyiq var. Əslində, kifayət qədər təzyiq var ki, bu birləşmə daha sürətli bir sürətlə baş verir və tipik nüvə birləşməsindən daha çox radiasiya təzyiqi əmələ gətirir və ulduzun xarici təbəqələrini kənara daha çox itələyir və bu müddət ərzində onları soyudur - bu qırmızıdır nəhəng ulduz.

Bir nöqtədə, hidrogen qabığının belə birləşməsi üçün təzə material az olur və bütün ulduz dağılmağa başlayır. nüvədəki helium külü kifayət qədər bir təzyiqə sahib olana qədər & quothelium flaş & quot; əmələ gətirir və heliumun karbonla birləşməsinə başlayır. Füzyon nüvəyə qayıtdığından, ulduz geri çəkilir və yenidən mavidir - indi üfüqi bir budaq ulduzu var.

Nəhayət nüvədəki helium belə karbon külü ilə çirklənir və tanış olan bir ardıcıllıqla karbon külü nüvəsi ətrafındakı bir qabıqdakı helium birləşməyə başlayır. Bu, yenə də ulduzun xarici təbəqələrinin xaricə doğru genişlənməsinə səbəb olur - əvvəlkindən daha böyük, daha parlaq və qırmızı - və ulduz yenidən qırmızı nəhəng olur, baxmayaraq ki bu dəfə asimptotik nəhəng bir budaq ulduzu olur.

TLDR: Qırmızı nəhəng, hansı materialın birləşməsindən çox, nüvənin ətrafındakı bir qabıqda meydana gələn qaynaşma ilə daha çox əlaqəlidir.


Müxtəlif Qırmızı Nəhənglərin Sirrinin Çözülməsi

Alimlər çoxdan inkişaf etmiş bir çox nəhəng ulduzun parlaqlığındakı yavaş və nizamlı dəyişikliklərə çoxdan təəccübləndilər. İndi yeni analiz edilmiş infraqırmızı müşahidələrin ipuçları nəhayət bu sirri həll etmiş ola bilər.

Açıqlanmayan dəyişikliklər

Nəhayət, sərin qırmızı nəhəng bir ulduza yaşlanacaq və sonra xarici təbəqələrini ataraq planetar bir bulutsu meydana gətirəcək Günəş kimi bir ulduzun həyat mərhələlərini təsvir edən sənətçi. [ESO / S. Steinhöfel]

Qırmızı nəhənglərin bu dəyişkənliyinin əksəriyyəti ağlabatan dərəcədə başa düşülmüşdür, lakin sirli olaraq qalmış bir növ var: sözdə uzun orta dövrlər.

Ümumi Təkamül

Pulsasiyalardan adi bir dəyişikliyi göstərməklə yanaşı, uzun müddətli qırmızı nəhənglər, zaman şkalalarında meydana gələn optik işıq əyrilərində müntəzəm daldırma göstərirlər, ümumiyyətlə bir neçə aydan bir neçə ilədək.

Uzun ikincil dövrlərə malik inkişaf etmiş ulduzlar təəccüblü bir şəkildə yayılmışdır: parlaq asimptotik nəhəng budaq ulduzlarının və supergigantların ən azı üçdə biri bu uzun müddətli dəyişiklikləri göstərir. Yenə də hər yerdə olmasına baxmayaraq, uzun müddətli ikincil dövrlər on illərdir izah olunmamış qalır. Bu dəyişikliklər qocalan ulduza xasdırmı? Yoxsa bunlara hansısa xarici amil səbəb olur?

Uzun-ikincil dövr dəyişən ulduzdan gələn işıq əyriləri nümunəsi, hər üç işıq əyrisində birincil tutulmaları göstərir. İkincili tutulmalar yalnız iki infraqırmızı zolaqda (W1 və W2, narıncı və qırmızı məlumatlar) görünür, optik zolaqda deyil (I, mavi məlumatlar). [Soszyński və digərlərindən uyğundur. 2021]

Optik və infraqırmızı

Soszyński və həmkarları Samanyolu və yaxınlıqdakı Magellan Buludlarında 16.000 bilinən uzun müddətli ikincil dövr dəyişkən ulduzlarından ibarət bir nümunənin optik müşahidələrini topladılar. Bu ulduzların təxminən 700-ü üçün müəlliflər NEOWISE-R missiyasından iki infraqırmızı dalğa bantında müvafiq işıq əyriləri əldə etdilər.

Bu dəyişənlərin optik və infraqırmızı müşahidələrini müqayisə edərkən təəccüblü bir xüsusiyyət dərhal aydın oldu: optik işıq əyrilərinin parlaqlıqda uzun müddətli bir daldırma göstərdiyi yerdə, ulduzların təxminən yarısının infraqırmızı işıq əyriləri də ikinci birincil daldırma ilə tamamilə fazadan kənar görünən daldırma.

Keçmiş Planet, İndi Tozlu Kölgə

Bu nə deməkdir? Soszyński və əməkdaşları bu ikinci daldırma uzun müddət dəyişkənliyin ikili bir yoldaşdan tutulmaların səbəb olduğunu təsdiqlədiyini iddia edirlər.

Sənətkarın kometaya bənzər toz quyruğunu izləyən dövr edən bir planetin təsviri. Tozla örtülmüş qəhvəyi-cırtdan bir yoldaş, bir çox inkişaf etmiş ulduzun işıq əyrilərində görünən uzun müddət dəyişkənliyin ən yaxşı izahıdır. [Maciej Szyszko]

Qırmızı nəhənglərdə onilliklər boyu davam edən ikincil dövr dəyişkənliyinin sirrinə bu həll yolu yeni kəşflərə bir qapı açır. Dəyişən ulduzların işıq əyrilərindəki tutulmaların şəklini öyrənərək Günəş kimi ulduzların planetləri ilə yanaşı necə inkişaf etdiyini öyrənməyə ümid bəsləyə biləcəyimiz daha çox şey var.

İstinad

"Binarity, Qırmızı Nəhəng Ulduzlarda Uzun İkincil Dövrlərin Mənşəyi Olaraq," I. Soszyński et al 2021 ApJL 911 L22. doi: 10.3847 / 2041-8213 / abf3c9


Videoya baxın: Günəş sisteminin planetləri (Sentyabr 2021).