Astronomiya

Bir ulduzun əsas ardıcıllığında parlaqlığı artır və ya təxminən sabit qalır?

Bir ulduzun əsas ardıcıllığında parlaqlığı artır və ya təxminən sabit qalır?

Mənim anlayışımdan, əsas ardıcıllıq ulduzunun parlaqlığı artmalıdır, çünki nüvəsində hidrogen helyuma yandırılır ki, bu da hidrogen sayının azaldığını və temperatur artdığını və Stefan-Boltzmann qanununa görə temperaturun mütənasib olduğunu göstərir. parlaqlığa, beləliklə bir ulduzun parlaqlığı təkamülün əsas ardıcıllıq mərhələsində olarkən artmalıdır.

Xahiş edirəm əsaslandırılma səhvdirsə məni düzəldin.


Bir ulduzun parlaqlığı əsas ardıcıllıqda olduğu müddət ərzində təxminən sabit qalır. Vaxt keçdikcə cüzi bir artım var, bu, təxmin etdiyiniz kimi, ulduzun birləşmə səbəbindən dəyişən tərkibi ilə əlaqədardır.

Vogt-Russell teoremi deyilən bir ulduzun kütləsi və tərkibi, quruluşunu və uzanaraq parlaqlığını təsir edən yeganə iki amildir.$ ^ { xəncər} $ Əksər əsas ardıcıllıq ulduzlarının əhəmiyyətsiz kütlə itkisi nisbətləri var (ən azı AGB ulduzları kimi inkişaf etmiş ulduzlarla müqayisədə) və buna görə də kompozisiya dəyişiklikləri parlaqlığın təkamülünü diktə edən tək şey olmalıdır.

Parlaqlığın orta molekulyar kütlə ilə əlaqəli olduğu ortaya çıxdı $ mu $ tərəfindən (təxminən) $$ L propto mu ^ 4 $$ bu əhəmiyyətsiz deyil. Füzyon, hidrogeni ulduzun nüvəsindəki helyuma çevirir və buna görə də bir artım olmalıdır $ mu $ və beləliklə parlaqlıqda (təxminən iki dəfə). Dəyişiklik iki əsas ardıcıllıq ulduzunun bir-birindən fərqlənə biləcəyi böyüklük sıralarına nisbətən azdır, lakin sıfır deyil.

Bir kənara, həqiqətən, mərkəzi temperaturda bir dəyişiklik var (baxmayaraq ki, Stefan-Boltzmann qanunundan istifadə etməyinizin səth istiliyi) parlaqlığın artmasını təmin etmək üçün, lakin enerji istehsal dərəcəsi, xüsusilə CNO dövründən istifadə edən ulduzlar üçün temperatur dəyişikliyinə çox həssasdır.


$ ^ { xəncər} $ Bu, qəti şəkildə desək, doğru deyil. Rob Jeffries-in də qeyd etdiyi kimi fırlanma, müəyyən ulduzlar üçün də vacibdir və bir ulduzun parlaqlığının təkamülündə rolu ola bilər.


Bir ulduzun əsas ardıcıllığında parlaqlığı artır və ya təxminən sabit qalır? - Astronomiya



Günəşin Təkamül Yolunu Göstərən Hertzsprung-Russell Diaqramı
və təkamülünün fərqli mərhələlərində parlaqlıq


Hertzsprung-Russell Diaqramı Əsas Sıra Ulduzlarının Kütlələrini və Parlaqlığını Göstərir

Bu rəqəmdən də göründüyü kimi, Ana Sıra üstündəki ulduzlar çox kütləlidir, ortadakılar orta, altdakılar çox az kütləlidir.

Kütlə və parlaqlıq əlaqəsini Əsas Sıra ulduzları üçün Kütlə-Parlaqlıq Diaqramı quraraq daha aydın göstərə bilərik:



Kütləvi Parlaqlıq Diaqramı

Diaqramda göstərildiyi kimi, əsas ardıcıllıq ulduzlarının kütlələri və parlaqlıqları mükəmməl bir şəkildə olmasa da, tandemdə durmadan artır. Döngə kütlə və parlaqlıq arasındakı həqiqi əlaqəni, düz xətt həqiqi əlaqəyə sadə bir yaxınlığı təmsil edir. (Riyazi meylli olanlar üçün döngə də olduqca sadə görünə bilər. Ancaq unutmayın ki, burada göstərilən parlaqlıq diapazonu 10 milyard dəfə, kütlə aralığı isə təxminən 1000 qatdır. Belə bir nəticəni göstərmək üçün belə bir yığcam qrafikdəki böyük rəqəmlər log-log koordinat kağızının istifadəsini tələb edir. Belə bir qrafikdə düz xətt də eksponent tənliyi, əyri xətlər isə çox mürəkkəb əlaqələri təmsil edir.)
Yuxarıda göstərilən qrafikdə göstərilən kütlə və parlaqlıq arasındakı əlaqə, Əsas Sıra ulduzlarının xüsusiyyətlərini anlamaq üçün o qədər vacibdir ki, ona xüsusi ad verilmişdir. Əgər onu bir qrafiklə təmsil etsək, ona Kütləvi Parlaqlıq Diaqramı. Onu bir tənliklə təmsil etsək, ona deyirik Kütlə-Parlaqlıq Münasibəti (yuxarıdakı diaqramda Parlaqlıq Kütlənin eksponent gücünə nisbətən nisbətlə düz xəttli bir təxmini olaraq göstərilmişdir).

Kütlə-Parlaqlıq əlaqəsi
Yuxarıdakı qrafikdə göstərildiyi kimi, Əsas Sıra ulduzlarının parlaqlığı kütlələrinin bəzi gücləri ilə mütənasibdir. Ulduz kütlələr aralığının əksəriyyəti üçün mütənasiblik kütlənin 3.5 gücü qədərdir, yəni kütlə ikiqat olarsa, parlaqlıq təxminən 11 dəfə artar və ya bir az yuvarlaqlaşdıqda təxminən 10 dəfə artar. Nəticədə, müxtəlif ulduzların parlaqlığını kütləni iki qatına (və ya yarısına) böyüdərək, parlaqlığı 10-a vuraraq (və ya bölərək) qiymətləndirə bilərik. Aşağıdakı cədvəl bunun necə işlədiyini göstərir:

Kütləvi miqyasın ən yüksək hissəsində parlaqlıq burada göstərildiyindən daha yavaş dəyişir və 1000000 günəş parlaqlığı olan əsas ardıcıllıq ulduzu əslində 64 günəş kütləsi əvəzinə təxminən 100 günəş kütləsi olardı, amma buradakı parlaqlıq aralığının 10000 milyon dəfə olduğunu nəzərə alsaq və kütlə aralığı təxminən 1000 dəfə, belə bir sadə hesablamanın bu qədər dəqiq olması diqqət çəkir.

Ulduzların Əsas Sıra Ömrü
Parlaqlıq və kütlə arasındakı əlaqə, Əsas Sıra ulduzlarının ömrü üçün ciddi təsirlər göstərir. Ulduzları işıqlandıran yanacaq onların kütlələridir (və ya daha dəqiq desək, ulduzun özəyindəki hidrogen kütləsi) və daha çox kütləsi olan ulduzların yanması üçün daha çox yanacağı var, buna görə də az olan ulduzlardan daha uzun ömürlü olmasını gözləyə bilərsiniz. kütlə. Ancaq yanacağın yandırılma sürəti parlaqlıqla mütənasibdir, buna görə daha parlaq ulduzlar daha zəif olanlar qədər davam etməməlidir. Bir ulduzun Günəşin ömrünə nisbəti, daha çox yanacağa sahib olduğu və bu yanacağı nə qədər daha sürətli yandırdığına görə veriləcəkdir. İki dəfə parlaq olan Ulduz kütlələrin əksəriyyəti üçün Əsas Sıra ulduzları yanacaqlarını on qat daha sürətli yandırdıqları üçün (yuxarıda göstərildiyi kimi parlaqlığı on qat artıran kütlədən iki dəfə) yanacaqları yalnız beşdə birinə çatacaq (2 / 10) uzun müddət. Nəticədə, yuxarıda göstərilən cədvəli ulduzların ömür müddətini daxil etmək üçün dəyişdirə bilərik. (Qeyd: Bu cədvəldə ömür müddəti yuvarlaqlaşdırılmışdır, çünki yuxarıda göstərilən parıltılar təqribən doğrudur. Günəşin 12 milyard il ətrafında olan əsas ardıcıllıq ömrü belə, rəqəmlərin sadə olması üçün 10 milyard ilə qədər yuvarlaqlaşdırılmışdır. Ayrıca, Amerika Birləşmiş Ştatları olmayanlar üçün bu saytda bir milyardın yalnız min milyon olduğunu və bir trilyonun yalnız bir milyon milyon olduğunu unutmayın.)

Burada göstərilən parlaqlıqlar yalnız təxmini olduğuna görə, ömürləri başqa fəsadlar olmasa da, yalnız təxmini olardı, lakin ən aşağı kütlə ulduzları üçün əlavə bir fəsad var. Günəş kimi ulduzların və daha yüksək kütləli ulduzların ömürləri də "qısadır", çünki əsas sətirdə olduqları zaman yalnız nüvələrindəki yanacaq yandırılır. Günəş bütün yanacaqlarını indiki sürətlə bütün kütləsi boyunca yandıra bilsəydi, əslində təxminən 100 milyard il davam edə bilər. Yalnız 10 milyard il davam edir, çünki Günəşin yalnız mərkəzi hissəsi nüvə birləşməsini dəstəkləyəcək qədər isti. Eyni şey bütün ulduzlara aiddir və buna görə hamısında yanacaq yalnız mərkəzdə "yandırılır". Ancaq təkamül yolu meydana gəldiyi müddətdə Ana Sıra doğru az və ya çox aşağıya doğru irəliləyən ulduzlar üçün ulduzun xaricindəki konvektiv zona (və ya konvektiv zərf) ulduzun özəyinə qədər uzanır və nüvədəki yanacaq kimi Təzə yanacaq xaricdən nüvəyə çevrilir. Nəticədə, bu ulduzlar əsas yanma ulduzları olduğu müddətdə bütün yanacaqları ulduz boyunca yandırırlar, baxmayaraq ki həqiqi yanma yalnız mərkəzdə baş verir. Bu, 1/4 və 1/8 günəş kütləsi ulduzlarının ömrünü təqribən 8 dəfə artıraraq müvafiq olaraq təxminən 2 trilyon il və 10 trilyon ilədək artırır. 1/16 günəş kütləsi ulduzları daha uzun ömürlü olacaq, ancaq ulduz ölümü ilə əlaqədar səhifələrdə müzakirə edildiyi kimi, o qədər aşağı kütlədəki ulduzlar, ehtimal ki, heç vaxt nüvə yanmasını dəstəkləyəcək dərəcədə isinməzlər, buna görə heç bir əsas ardıcıllıq ömrü olmur. .
İndi bu nə deməkdir? Kütləvi ulduzlar çox uzun sürmürsə, gördüyümüz hər hansı bir parlaq kütləvi ulduz nisbətən yaxın zamanda "doğulmuş" (əmələ gəlmiş) olmalıdır. Əslində ən böyük ulduzlar dünən, astronomik standartlara görə doğulmuş olmalıdır. Günəşdən daha böyük olan ulduzlar cədvəlində göstərilən ən kiçik kütləli ulduzlar da, iki Günəş kütləsi olan ulduzlar, Günəş Sisteminin yaşının yarısından az ömür sürürlər. Bu o deməkdir ki, Günəş hələ də yarandığı ulduzlar qrupunda olsaydı, bu qrupdakı ən parlaq ulduzlardan biri olardı. Əvvəlcə ondan daha parlaq olan bütün ulduzlar, bir az daha parlaqdan milyon qat daha parlaqa qədər, artıq ölmüş olardı. Onların ölü gövdələri hələ də ətrafda olacaqdı, ancaq gözə çarpan dərəcədə zəif və ya böyük teleskoplarla görmək üçün kifayət qədər parlaq olardılar.
Digər tərəfdən kütləsi Günəşdən aşağı olan ulduzlar Günəşdən daha çox, daha uzun ömürlüdür. Əslində Günəş kimi ulduzlar, Kainat tarixinin əvvəllərində (12 ilə 15 milyard il əvvəl) meydana gəlsəydi, artıq ölü olardı, Günəşin indiyə qədər yarısı və ya daha az kütləsi olan hər bir ulduz. formalaşmış hələ də hər zamankı kimi parlaq bir şəkildə parlayacaqdı (və ya bəlkə də zəif deyə bilərik), çünki ömürləri hamısı Kainatın yaşından çoxdur.

Parlaq Ulduzlar Niyə Nadirdir?
Ulduz qrupları ilk yarandıqda belə, parlaq ulduzlar daha solğun olanlar qədər çox deyil, çünki daha parlaq olanlar daha çox kütlə tələb edir və qrupun kütləsinin 90% -i ən parlaq ulduzlarda olsaydı da, bütün bunları əldə edə bilməzsiniz bir çoxu, çünki hər biri bu qədər kütlə istifadə edir, aşağı kütləli ulduzlar halına gələn 10% və ya daha çox kütlə çox böyük bir ulduza çevrilə bilər, çünki hər biri çox kütlə tələb etmir. Bununla yanaşı, parlaq ulduzlar çox tez ölür, buna görə bir müddət sonra onların sayı sıfıra enir, zəif ulduzlar praktik olaraq əbədi qalır və sayıları ilk yarandıqları qədər böyük qalır.


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 olmasından, 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.) ulduzlar halında, daha kütləsi 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 üzərindədir. 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.

Fərqli kütlələrin ulduzlarının əsas ardıcıllıq ömrü Cədvəl 1-də verilmişdir. Bu cədvəl göstərir ki, ən kütləvi ulduzlar əsas ardıcıllığa yalnız bir neçə milyon il sərf edirlər. 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.)

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 həyatın inkişafına kifayət qədər vaxt verdi. 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.


Kütləvi parlaqlıq əlaqəsi nədir?

Kütləvi parlaqlıq əlaqəsi bir ulduzun parlaqlığını və ya parlaqlığını kütləsi ilə əlaqəli bir astrofizik qanundur. Əsas ardıcıllıq ulduzları üçün orta əlaqə L = M 3.5 burada L günəş parlaqlığı vahidlərindəki parlaqlıqdır və M günəş kütlələri ilə ölçülən ulduz kütləsidir. Əsas ardıcıllıq ulduzları bilinən ulduzların təxminən 90% -ni təşkil edir. Kütlənin kiçik bir artımı bir ulduzun parlaqlığında böyük bir artımla nəticələnir. & # 13

Hertzsprung-Russell diaqramı (HRD) bir ulduzun səthinin istiliyinə nisbətən parlaqlığının çəkildiyi bir qrafikdir. Məlum ulduzların böyük əksəriyyəti parlaqlığı yüksək olan isti ulduzlardan aşağı parlaqlığı olan sərin ulduzlara qədər olan bir qrupa düşür. Bu lent əsas ardıcıllıqla adlandırılır. Nüvə birləşməsinin bir ulduz enerjisinin mənbəyi olduğu aşkarlanmadan əvvəl inkişaf etdirilsə də, HRD bir ulduzun termodinamik xüsusiyyətlərini əldə etmək üçün nəzəri ipuçları verdi. & # 13

İngilis astrofizik Arthur Eddington, Kütləvi parlaqlıq əlaqəsinin inkişafını HRD üzərində qurdu. Onun yanaşması ulduzları sanki hesablamanı asanlaşdıran nəzəri bir quruluşdan ibarət olan ideal bir qazdan ibarət idi. Bir ulduz da qara bir cisim və ya mükəmməl bir şüa yayan sayılırdı. Stefan-Boltzmann qanunundan istifadə edərək, bir ulduzun səth sahəsinə nisbətən parlaqlığını və bununla da həcmini təxmin etmək olar. & # 13

Hidrostatik tarazlıqda, bir ulduz qazının cazibə qüvvəsi səbəbindən sıxılması qazın daxili təzyiqi ilə tarazlaşaraq kürə meydana gətirir. İdeal qazdan ibarət bir ulduz kimi bərabər kütləli cisimlərin sferik həcmi üçün virial teorema bədənin ümumi potensial enerjisinin qiymətləndirilməsini təmin edir. Bu dəyər bir ulduzun təxmini kütləsini çıxarmaq və bu dəyəri parlaqlığı ilə əlaqələndirmək üçün istifadə edilə bilər. & # 13

Eddingtonun kütləvi parlaqlıq nisbəti üçün nəzəri yaxınlaşması yaxınlıqdakı ikili ulduzların ölçülməsi ilə müstəqil olaraq təsdiqləndi. Ulduzların kütləsi onların orbitlərinin araşdırılması və məsafələrinin Kepler qanunları ilə müəyyənləşdirilməsi ilə müəyyən edilə bilər. Onların məsafəsi və aydın parlaqlığı məlum olduqda, parlaqlıq hesablana bilər. & # 13

Kütləvi parlaqlıq əlaqəsi optik ölçü üçün çox uzaq olan ikili məsafəni tapmaq üçün istifadə edilə bilər. Kepler qanunlarında ulduzlar arasındakı məsafəni əldə etmək üçün kütlənin təqribən istifadə edildiyi təkrarlanan bir texnika tətbiq olunur. Cisimlərin göydə əyildiyi qövs və ikisini bir-birindən ayıran təxmini məsafə yerdən məsafələri üçün ilkin dəyər verir. Bu dəyərdən və onların görünən böyüklüyündən onların parlaqlığı və kütlə parlaqlığı əlaqəsi sayəsində kütlələri müəyyən edilə bilər. Kütlə üçün dəyər daha sonra ulduzları ayıran məsafəni yenidən hesablamaq üçün istifadə olunur və istənilən dəqiqliyə çatana qədər proses təkrarlanır.


Əsas Sıra Ulduzlarının Parlaqlığına dair Yanlış Açıqlamalar

Bir çox giriş astronomiya mətnində və bir çox onlayn veb kurs qeydlərində, yüksək kütləli ana ardıcıllıq ulduzlarının aşağı kütləli ana ardıcıllıqla müqayisədə çox yüksək bir parlaqlığa sahib olması səbəbi ilə tez-tez görülən, lakin tamamilə səhv bir izahla əlaqəli olduqca təəccüblü bir şey var. ulduzlar. Həqiqətən bunun əsas bir sual olacağını düşünürsən və həqiqətən də onun cavabı təxminən 100 ildir yaxşı bilinir və hələ də bütün yüksək səviyyəli mətnlərdə tapıla bilər. Ancaq hələ də daha yaxşı bilməli olan əlamət qeydlərində və giriş mətnlərində ümumiyyətlə daha yüksək kütlə daha güclü cazibə, daha çox ağırlıq, daha yüksək bir temperatur və təzyiq nüvəsi və daha sürətli birləşmə sətirləri boyunca & quottruthy & quot izahlı bir izahat tapırsınız. nəticə.

Məsələn, google sualını & quot; nə üçün yüksək kütləli əsas ardıcıllıq ulduzları daha az kütləli ana ardıcıllıq ulduzlarından daha parlaqdırsa & quot; sualına cavab verməyə cəhd etmirəm, ikinci vuruş isə bunu edən bir Wiki girişidir. düzgün cavabı verin, ancaq məqalənin biblioqrafiyasında böyük rol oynayır, buna görə oxucu üçüncü hit olan Astropedia girişinə keçə bilər:
http://m.teachastronomy.com/astropedia/article/Understanding-the-Main-Sequence [Broken]
təsdiq edən:
& quot Daha kütləvi ulduzlar daha böyük cazibə gücünə malikdirlər ki, bu da ulduz salonunda daha yüksək təzyiq yaradır. Daha yüksək təzyiq həm daha yüksək parlaqlıq, həm də daha yüksək səth istiliyi verərək birləşmə prosesi ilə daha yüksək enerji çıxmasına səbəb olan daha yüksək temperaturla nəticələnir. & Quot;
Növbəti hit bir açıqlama vermir, sadəcə empirik əlaqədən bəhs edir, ancaq beşinci hit, http://www.ucolick.org/ saytındakı Lick rəsədxanasından mühazirə qeydləri.

mfduran / AY2 / mühazirələr / Sinif-02-21.pdf, təkrarlanır sözlə bu tamamilə səhv bir izahat, sanki eyni mənbədən kəsilmiş və ya yapışdırılmış (və ya eyni müəllif tərəfindən yazılmış?). Digər veb saytlar bunu heç olmasa öz sözləri ilə ifadə etsələr də, əksər hallarda bu yalançı dogmanın bəzi versiyalarını təkrarlayırlar.

Beləliklə, bu nöqtəyə qədər bu suala cavab axtaran bir tələbə cavab verməyən bəzi saytları, düzgün cavab almaq üçün biraz qazmağı tələb edən bir Wiki girişini və çox aydın və sitat gətirən və sitat gətirən iki nüfuzlu veb sayt tapmışdı. tamamilə səhv bir şey söyləmək. Bu qədər sadə bir sual ilə əlaqədar bu üzücü vəziyyəti necə əldə edə bilərik?

Bu cavabın niyə bu qədər səhv olduğunu bilməyənlər üçün doğru cavab budur ki, yüksək kütləli ulduzlar öz nüvələrində qaynaşma temperaturlarına çatmaq üçün bu qədər müqavilə bağlamağa ehtiyac duymur, bu səbəbdən həm sıxlıqları, həm də aşağı təzyiqləri var, aşağı kütləli əsas ardıcıllıq ulduzlarından daha Bu onları daha yüngül, təmiz və sadə, daha böyük və səliqəli buketlərə çevirir. Bəli, doğrudur, onlar var aşağı əsas təzyiqlər. Ayrıca, parlaqlıqları birləşmə dərəcələri ilə təyin olunmur, bunun əvəzinə birləşmə dərəcələri özlərini tənzimləyir, sadəcə sızan hər hansı bir işıq əvəz olunur. Parlaqlıq, işığın sızma dərəcəsi ilə təyin olunur, bu, əsasən termal radiasiyanın fizikası və necə diffuziya ilə əlaqədardır. Bir az yöndəmsiz, lakin əsasən düzgün bir versiyaya http://en.wikipedia.org/wiki/Mass–luminosity_relation-də baxmaq olar ki, bu da bir ulduzdan yayılma dərəcəsinin demək olar ki, yalnız ulduzun kütləsindən asılı olduğunu göstərmək üçün kifayətdir, Füzyona istinad edilmədən və yüksək kütləli ulduzların daha yüksək nüvə təzyiqinə sahib olduğu barədə yalan iddialar olmadan dövr.

Bəs burada nə verir, bu sadə məsələdə niyə bu qədər nüfuzlu mənbələr bu qədər səhvdir?


Bir ulduzun əsas ardıcıllığında parlaqlığı artır və ya təxminən sabit qalır? - Astronomiya

Günəş kimi əsas ardıcıllıqlı bir ulduzun səthi bəzən alov və ləkələrdə püskürür, lakin ulduzun böyük bir hissəsində xüsusiyyətlərində qəfil, irimiqyaslı dəyişikliklər olmur. Orta temperaturu kifayət qədər sabit qalır, parlaqlığı zamanla çox yavaş artır. Günəş təxminən 5 milyard il əvvəl meydana gəldiyində olduğu kimi səth istiliyinə bərabərdir və o zamankindən yüzdə 30 daha parlaqdır.

HELYUM NÜZƏ

Bu sabit vəziyyət sonsuza qədər davam edə bilməz. Nəhayət, ulduzun daxili quruluşunda kəskin dəyişikliklər baş verir. Təxminən 10 milyard illik sabit nüvəli hidrogen yanmasından sonra Günəşə bənzər bir ulduz yanacaqsız qalmağa başlayır. Vəziyyət bir çox saat boyunca 55 mil / saat sabit bir sürətlə bir magistral yolda zəhmət çəkmədən seyr edən bir avtomobilə bənzəyir, ancaq qaz göstəricisi boşaldıqca mühərrik birdən öskürək və səpələnir. Avtomobillərdən fərqli olaraq, ulduzlara yanacaq doldurmaq asan deyil.

Nüvə yanması davam etdikdə, ulduzun daxili hissəsi dəyişir. Şəkil 20.2, ulduz yaşlandıqca ulduz nüvəsində baş verən helium bolluğundakı artımı və buna uyğun olaraq hidrogen bolluğundakı azalmanı göstərir. Üç hal göstərilir: (a) orijinal nüvənin kimyəvi tərkibi, (b) 5 milyard ildən sonrakı tərkibi və (c) 10 milyard ildən sonra tərkibi. Dava (b) təqribən Günəşimizin indiki vəziyyətini təmsil edir.

Şəkil 20.2 Günəşə bənzər bir ulduzun tərkibindəki dəyişikliklərin nəzəri qiymətləndirmələri. Hidrogen (sarı) və helium (narıncı) bolluğu (a) doğulduqda, 5 milyard ildən sonra sıfır yaş əsas ardıcıllığında (b) və 10 milyard ildən sonra (c) göstərilir. Mərhələdə (b) ulduzun ümumi kütləsinin yalnız yüzdə 5-i hidrogendən helyuma çevrilmişdir. Nüvə yanma nisbəti zamanla artdıqca bu dəyişiklik sürətlənir.

Ulduzun helium miqdarı, istiliklərin ən yüksək olduğu və yanmanın ən sürətli olduğu mərkəzdə ən sürətli artar. Helyum miqdarı da nüvənin kənarına yaxın artır, lakin orada daha yavaş olduğundan yanma nisbəti daha yavaş olur. Daxili, helyumla zəngin bölgə ulduz parlamağa davam etdikcə böyüyür və hidrogen çatışmazlığı artır. Nəticədə hidrogen mərkəzdə tamamilə tükənir, oradakı nüvə atəşləri dayanır və əsas yanma yeri nüvədəki daha yüksək təbəqələrə doğru hərəkət edir. Yanmayan saf heliumun daxili nüvəsi böyüməyə başlayır.

Onu qorumaq üçün nüvə yanması olmadan, helyumun daxili nüvəsində xaricə itələyən qaz təzyiqi zəifləyir, daxili çəkisi çəkmir. Cazibə qüvvəsinə qarşı xarici itələmə rahatlandıqdan sonra & # 151hətta bir az & # 151 ulduzdakı struktur dəyişiklikləri qaçılmaz olur. Hidrogen əhəmiyyətli dərəcədə tükənən kimi, ulduzun əsas ardıcıllığa gəlməsindən təxminən 10 milyard il sonra (şəkil 20.2c), helyum nüvəsi büzülməyə başlayır.

Daha çox istilik yarana bilsəydi, nüvə tarazlığa qayıda bilər. Məsələn, nüvədəki helium daha ağır bir elementlə birləşməyə başlayacaqsa, hər şey bir daha yaxşı olardı. Enerji, helyum yanmasının bir əlavə məhsulu olaraq yaradılacaq və lazımlı xaricə itələyən qaz təzyiqi bərpa ediləcəkdir. Ancaq mərkəzdəki helyum yandıra bilməz və hələ də # 151 deyil. Yüksək istiliyinə baxmayaraq, nüvə heliumu daha ağır bir şeylə birləşdirmək üçün çox soyuqdur.

Fəsil 16-dan xatırladın ki, hidrogeni helyuma birləşdirmək üçün təxminən 10 7 K minimum temperatur lazımdır. Yalnız o temperaturun üstündə toqquşan hidrogen nüvələri (yəni protonlar) aralarındakı itələyici elektromaqnit qüvvəni aşacaq qədər sürətlidir. (Sec. 16.5) Hər birində iki proton olan helium nüvələri daha çox müsbət yük daşıyır, çünki elektromaqnit itələməsi daha böyükdür və bir-birinə birləşmələri üçün daha da yüksək temperatur lazımdır & # 151 ən azı 10 8 K. 10 7 K beləliklə qaynaşma yolu ilə enerji yarada bilməz.

Helium nüvəsinin büzülməsi cazibə enerjisini sərbəst buraxır, mərkəzi temperaturu artırır və üst qatları qızdırır. Daha yüksək temperatur & 10 15 K-dən artıq (lakin 10 8 K-dan az) və # 151 hidrogen nüvələrini əvvəlkindən daha sürətli birləşdirməyə səbəb olur. Şəkil 20.3, hidrogenin mərkəzdə yanmayan daxili nüvəsini əhatə edən bir qabıqda hiddətli bir sürətlə yandığı bu vəziyyəti təsvir edir. Bu mərhələ ümumiyyətlə hidrogen-qabıq yanma mərhələsi. Hidrogen qabığı, mərkəzdəki orijinal ana ardıcıllıq ulduzunun helium & quotash & quot-dən daha sürətli enerji istehsal edir. Bu faz ümumiyyətlə hidrogen-qabıq yanma mərhələsi kimi tanınır. Hidrogen qabığı orijinal ana ardıcıllıq ulduzunun hidrogen yanan nüvəsindən daha sürətli enerji yaradır və helium nüvəsi azalmağa davam etdikcə qabığın enerji istehsalı artmağa davam edir. Nə qədər qəribə görünsə də, mərkəzdəki yanğının itməsinə ulduzun cavabı daha parlaq olmaqdır!

Şəkil 20.3 Ulduzun nüvəsi getdikcə daha çox hidrogen itirdiyindən yanmayan helium külü əhatə edən qabıqdakı hidrogen getdikcə daha şiddətli bir şəkildə yanır.

Qırmızı-nəhəng filial

Yaşlanan ulduzdakı şərtlər onu əsas ardıcıllıq obyekti kimi xarakterizə edən tarazlıqdan açıq şəkildə dəyişdi. Helium nüvəsi balanssızdır və kiçilir. Nüvənin qalan hissəsi də balanssızdır və hidrogen hidrogenini getdikcə artan nisbətdə helyuma birləşdirir. Bu inkişaf etmiş hidrogen yanması nəticəsində tətbiq olunan qaz təzyiqi artır və ulduzun yanmayan xarici təbəqələrini radiusda artırmağa məcbur edir. Cazibə qüvvəsi belə onları dayandıra bilməz. Nüvə büzülür və istilənirsə, üst təbəqələr genişlənir və soyuyur. Ulduz qırmızı nəhəng olmağa doğru gedir. Normal ana ardıcıllıq ulduzundan yaşlı qırmızı nəhəngə dəyişiklik təxminən 100 milyon il çəkir.

Bu geniş miqyaslı dəyişiklikləri H & # 151R diaqramında izləyə bilərik. Şəkil 20.4, mərhələ 7 kimi etiketlənmiş əsas ardıcıllıqdan uzaqlaşma yolunu göstərir. Ulduz əvvəlcə diaqramda sağa doğru irəliləyir, səthinin temperaturu düşər, parlaqlığı isə bir qədər artar. Ulduzun əsas ardıcıllıq yerindən (mərhələ 7) fiqurda 8 mərhələyə qədər təxminən üfüqi yoluna deyilir subgiant filial. Mərhələ 8-ə qədər ulduzun radiusu Günəş radiusundan təxminən üç dəfə artmışdır.

Şəkil 20.4 Helium külünün nüvəsi kiçildikcə və aradakı ulduz təbəqələri genişləndikcə ulduz əsas ardıcıllığı tərk edir (mərhələ 7). 8-ci mərhələdə ulduz qırmızı nəhəng olmağa doğru gedir. Ulduz qırmızı nəhəng budağı qırmızı nəhəng budağın zirvəsi olan 9-cu mərhələyə qalxdıqca parlamağa və böyüməyə davam edir. 19-cu fəsildə olduğu kimi, diaqonal xətlər sabit radiuslu ulduzlara uyğundur və bu da ulduzumuzun ölçüsündə dəyişiklikləri ölçməyə imkan verir.

Mərhələ 8-də səth istiliyi içərinin çox hissəsinin içəridən gələn şüalanmaya qeyri-şəffaf olduğu nöqtəyə düşdü. Bu nöqtədən kənarda, konveksiya nüvənin səthinə nəhəng enerji istehsalını həyata keçirir. Bunun bir nəticəsi ulduzun səthindəki istiliyin 8 və 9-cu mərhələlər arasında sabit qalmasıdır. 8 və 9-cu mərhələlər arasındakı ulduzun təqib etdiyi şaquli yol. qırmızı nəhəng budaq H & # 151R diaqramının. 9-cu mərhələdə nəhəng parlaqlıq günəş dəyərindən yüzlərlə dəfə çoxdur və radiusu 100 günəş radiusundadır.

Şəkil 20.5, Günəşimiz kimi bir G ulduzunun və bir mərhələ 9 qırmızı nəhənginin nisbi ölçülərini müqayisə edir. Həm də ulduzun inkişaf mərhələlərini göstərir. Qırmızı nəhəng Merkurinin orbitinin ölçüsü qədər böyükdür. Əksinə, helium nüvəsi təəccüblü dərəcədə kiçikdir və bütün ulduzun təxminən 1/1000 ölçüsündədir və nüvəni Yerdən bir neçə dəfə daha böyük edir.

Şəkil 20.5 Formalaşma mərhələlərində, əsas ardıcıllıqla və qırmızı nəhəng və ağ cırtdan mərhələlərdən keçərkən normal bir G tipli ulduzun (məsələn, Günəşimiz) nisbi ölçülərinin və rənglərinin diaqramı. Maksimum şişkinlikdə qırmızı nəhəng ana ardıcıllığının ana ölçüsündən təxminən 70 dəfə böyükdür, nəhəng nüvəsi ana ardıcıllıq ölçüsünün təxminən 1/15 hissəsidir və bu rəqəm tərəziyə çəkildiyi təqdirdə fərqlənmir. Müxtəlif mərhələlərdə keçirdiyiniz vaxt & # 151prostostar, ana ardıcıllıq ulduzu, qırmızı nəhəng və ağ cırtdan & # 151, kosmosda bu xəyali yürüşün uzunluğu ilə mütənasibdir. Ulduzun budaqdakı qısa qalması burada göstərilməyib.

Günəşin ölümü I hissə Günəşin ölümü II hissə

Qırmızı nəhəngin mərkəzindəki sıxlıq olduqca böyükdür. Qırmızı nəhəng nüvəsinin davamlı büzülməsi, helyum qazını təxminən 10 8 kq / m 3-ə qədər sıxmışdır. Bu dəyəri nəhəng xarici qatlardakı 10 -3 kq / m 3 ilə, Yerin ortalama 5000 kq / m 3 sıxlığı ilə və Günəşin indiki nüvəsindəki 150.000 kq / m 3 ilə ziddiyyət təşkil edin. Bütün ulduzun kütləsinin təxminən yüzdə 25-i planet ölçüsündə nüvəsinə yığılmışdır. Bəlkə də ən məşhur qırmızı nəhəng Orion bürcündəki çılpaq gözlü ulduz Betelgeusedur (Şəkil 17.10-da göstərilmişdir). Dünyadan uzaq məsafəsinə (təxminən 150 pc) baxmayaraq, Günəşin 10 qatından 4 dəfə böyük parlaqlığı onu gecə səmasının ən parlaq ulduzlarından birinə çevirir.

HELIUM FUSION

Qırmızı nəhəng bir ulduzun balanssız vəziyyəti davam edərsə, nəhayət nüvə çökəcək və ulduzun qalan hissəsi yavaş-yavaş kosmosa sürüşəcək. Qırmızı bir nəhəng içindəki işdəki qüvvələr və təzyiqlər sözün əsl mənasında onu parçalayacaqdı. Ancaq bu eyni zamanda kiçilmə və genişlənmə sonsuza qədər davam edə bilməz. Günəş kütləsindəki bir ulduzun əsas ardıcıllığı tərk etməsindən bir neçə yüz milyon il sonra başqa bir şey olur və nüvədə yanmağa başlayır. Mərkəzi sıxlıq təxminən 10 8 kq / m 3-ə yüksəldikdə (mərhələ 9-da), helyumun karbonda birləşməsi üçün istilik 10 8 K-yə çatdı və mərkəzi yanğınlar yenidən alovlandı.

Helyumu karbona çevirən reaksiya iki mərhələdə baş verir. Əvvəlcə iki helium nüvəsi berilyum-8 (8 Be) nüvəsini meydana gətirmək üçün bir araya gəlir. Berilyum-8 normal olaraq təxminən 10-12 arasında iki helium nüvəsinə parçalanacaq çox qeyri-sabit bir izotopdur. Bununla birlikdə, qırmızı bir nəhəng nüvəsindəki sıxlıqlarda, berilyum-8 nüvəsinin meydana gəlməzdən əvvəl başqa bir helyum nüvəsi ilə qarşılaşacağı və bununla birləşərək karbon-12 (12 C) meydana gətirməsi ehtimalı böyükdür. Bu, helyum yanma reaksiyasının ikinci mərhələsidir. Qismən berilyum-8 (tərkibində dörd proton) və helium-4 (ikisi olan) arasındakı elektrostatik itələmə səbəbi ilə bu reaksiya baş vermədən əvvəl temperaturun 10 8 K-yə yüksəlməsi lazımdır.

Simvolik olaraq, bu növbəti ulduz füzyon mərhələsini aşağıdakı kimi təmsil edə bilərik:

Helium-4 nüvələri ənənəvi olaraq bilinir alfa hissəcikləri. Müddəti bu hissəciklərin əsl təbiətinin bilinmədiyi nüvə fizikasının ilk günlərindən başlayır. Helium-4-dən karbon-12-yə çatmaq üçün üç alfa hissəcikləri tələb olunduğundan, yuxarıdakı reaksiya ümumiyyətlə üçlü alfa prosesi.

HELYUM FLAŞI

Kütlə ilə Günəşlə müqayisə edilə bilən ulduzlar üçün helium birləşməsi başladıqda böyük bir komplikasiya var. Nüvədə tapılan yüksək sıxlıqda qaz, xüsusiyyətləri klassik fizikaya nisbətən kvant mexanikası qanunlarına tabe olan yeni bir maddə vəziyyətinə girdi. İndiyə qədər biz praktik olaraq bütün ulduz kütləsini təşkil edən və onun enerjisini yaradan reaksiyalara qatılan nüvələr & # 151protonlar, alfa hissəcikləri və s. Bununla birlikdə, ulduz, başqa bir vacib qurucu & ulduz içindəki şiddətli istiliklə ana nüvələrindən ayrılmış geniş bir elektron dənizini ehtiva edir. At this stage in our story, these electrons play a critical role in determining the star's evolution.

Under the conditions found in the stage 9 red giant core, a rule of quantum mechanics known as the Pauli exclusion principle (after Wolfgang Pauli, one of the founding fathers of quantum physics) prohibits the electrons in the core from being squeezed too close together. In effect, the exclusion principle tells us that we can think of the electrons as tiny rigid spheres that can be squeezed relatively easily up to the point of contact but become virtually incompressible thereafter. This condition is known (for historical reasons) as electron degeneracy, and the pressure associated with the contact of the tiny electron spheres is called electron degeneracy pressure. It has nothing to do with the thermal pressure (due to the star's heat) that we have been studying up to now. In our red-giant core, the pressure resisting the force of gravity is supplied almost entirely by degenerate electrons. Hardly any of the core's support results from "normal" thermal pressure, and this has dramatic consequences once the helium begins to burn.

Under normal ("nondegenerate") circumstances, the core could react to and accommodate the onset of helium burning, but in its degenerate state the burning becomes unstable, with explosive consequences. In a star supported by thermal pressure, the increase in temperature produced by the onset of helium fusion would lead to an increase in pressure. The gas would then expand and cool, reducing the burning rate and reestablishing equilibrium. In the electron-supported core of a solar-mass red giant, however, the pressure is largely müstəqil temperatur. When burning starts and the temperature increases, there is no corresponding rise in pressure, no expansion of the gas, no drop in the temperature, and no stabilization of the core. Instead, the core is unable to respond to the rapidly changing conditions within it. The pressure remains more or less unchanged as the nuclear reaction rates increase, and the temperature rises rapidly in a runaway explosion called the helium flash.

For a few hours, the helium burns ferociously, like an uncontrolled bomb. Eventually, the flood of energy released by this period of runaway fusion heats the core to the point at which normal thermal pressure once again dominates. Finally able to react to the energy dumped into it by helium burning, the core expands, its density drops, and equilibrium is restored as the inward pull of gravity and the outward push of gas pressure come back into balance. The core, now stable, begins to burn helium into carbon at temperatures well above 10 8 K.

The helium flash terminates the giant star's ascent on the red-giant branch of the H—R diagram. Yet despite the explosive detonation of helium in the core, the flash does yox increase the star's luminosity. On the contrary, the helium flash produces a rearrangement of the core that ultimately results in a reduction in the energy output. On the H—R diagram, the star jumps from stage 9 to stage 10, a stable state with steady helium burning in the core. As indicated in Figure 20.6, the surface temperature is now higher than it was on the red-giant branch, but the luminosity is considerably less than at the helium flash. This adjustment in the star's properties occurs quite quickly—in about 100,000 years.

Figure 20.6 After its large increase in luminosity while ascending the red-giant branch is terminated by the helium flash, our star settles down into another equilibrium state at stage 10, on the horizontal branch.

At stage 10 our star is now stably burning helium in its core and fusing hydrogen in a shell surrounding it. It resides in a well-defined region of the H—R diagram known as the horizontal branch, where core-helium-burning stars remain for a time before resuming their journey around the H—R diagram. The star's specific position within this region is determined mostly by its mass—not its original mass, but whatever mass remains after its ascent of the red-giant branch. The two masses differ because during the red-giant stage strong stellar winds eject large amounts of matter from a star's surface (see Interlude 20-1). As much as 20㬚 percent of the original stellar mass may escape during this period. It so happens that more massive stars have lower surface temperatures at this stage, but all stars have roughly the same luminosity after the helium flash. As a result, stage 10 stars tend to lie along a horizontal line on the H—R diagram, with more massive stars to the right, less massive ones to the left.

THE CARBON CORE

The nuclear reactions in our star's helium core burn on, but not for long. Whatever helium exists in the core is rapidly consumed. The triple-alpha helium-to-carbon fusion reaction—like the proton—proton and CNO-cycle hydrogen-to-helium reactions before it—proceeds at a rate that increases very rapidly with temperature. At the extremely high temperatures found in the horizontal-branch core, the helium fuel doesn't last long—no more than a few tens of millions of years after the initial flash.

As helium fuses to carbon a new inner core of carbon ash forms, and phenomena similar to the earlier buildup of helium ash begin to occur. Now helium becomes depleted at the very center of the star, and eventually fusion ceases there. In response, the nonburning carbon core shrinks and heats as gravity pulls it inward, causing the hydrogen- and helium-burning rates in the overlying layers of the core to increase. The star now contains a shrinking carbon core surrounded by a helium-burning shell, which is in turn surrounded by a hydrogen-burning shell. The outer envelope of the star—the nonburning layers surrounding the core—expands, much as it did earlier during the first red-giant stage. By the time it reaches stage 11, the star has become a swollen red giant for a second time. Figure 20.7 depicts the star's interior structure during this time.

Figure 20.7 Within a few million years after the onset of helium burning, carbon ash accumulates in the inner core of a star, above which hydrogen and helium are still burning in concentric shells.

The star's second ascent of the giant branch is shown in Figure 20.8. To distinguish this second track from the first red-giant stage, this phase is sometimes known as the asymptotic giant branch. The burning rates at the center are much fiercer this time around, and g's radius and luminosity increase to values even greater than those reached at the helium flash on the first ascent. Our star is now a red supergiant. The carbon core continues to shrink, driving the hydrogen-burning and helium-burning shells to higher and higher temperatures and luminosities.

Figure 20.8 A carbon-core star reascends the giant branch of the H—R diagram—this time on a track called the asymptotic giant branch—for the same reason it evolved there the first time around: lack of nuclear burning at the core causes contraction of the core and expansion of the overlying layers.

COMPARING THEORY WITH REALITY

Table 20.1 summarizes the key stages through which a solar-mass star evolves. It is a continuation of Table 19.1, except that the density units have been changed from particles per cubic meter to the more convenient kilograms per cubic meter, and we now express sizes as radii rather than diameters. The numbers in the "Stage" column refer to the evolutionary stages noted in the figures and discussed in the text.

All the H—R diagrams and evolutionary tracks presented so far are theoretical constructs based largely on computer models of the interior workings of stars. Before continuing our study of stellar evolution, let's take a moment to compare models with actual observations. Figure 20.9 shows a real H—R diagram, drawn using the stars of the old globular cluster M3. The similarity between theory and observation is striking—stars in each of the evolutionary stages 7㬇 can be seen, in numbers consistent with the theoretical models. (The points in Figure 20.9 are "shifted" a little to the left relative to Figure 20.8 because of composition differences between stars such as the Sun and stars in globular clusters—globular cluster stars tend to be slightly hotter than solar-type stars of the same mass.) Astronomers place great confidence in the theory of stellar evolution precisely because its predictions are so often found to be in excellent agreement with plots of real stars.

Figure 20.9 The various evolutionary stages predicted by theory and depicted schematically in Figure 20.8 are clearly visible in this H—R diagram (a) of an old star cluster—the globular cluster M3. The faintest main-sequence stars are not shown in this diagram, which was constructed using ground-based observations, because observational limitations make it difficult to determine the apparent brightness of low-luminosity stars in the cluster. These difficulties also manifest themselves in the thickness of the main sequence, which is due almost entirely to observational error. (b) Wide-angle photograph showing M3 as it appears in the night sky. The inset is a more detailed view of the cluster itself its field of view is a few parsecs across.


Interactive Lab

Because interstellar medium is 97% hydrogen and 3% helium, with trace amounts of dust, etc., a star primarily burns hydrogen during its lifetime. A medium-size star will live in the hydrogen phase, called the main sequence phase , for about 50 million years. Once hydrogen fuel is gone, the star has entered old age.

Let s see if you understand the relationships between gas pressure, temperature, and gravity as it relates to equilibrium. Consider it a practice quiz so you are ready for the one your teacher will undoubtedly give to you.

After Main Sequence

What happens to a star after the main sequence phase? Old age and death! How long it takes for a star to die depends upon its initial mass. A lower-mass star like the sun can survive for billions of years, but after the hydrogen and helium fuel is gone it cannot get hot enough to fuse carbon.

This type of star dies by puffing off its outer layers to produce expanding planetary nebulae. These nebulae, which are the remains of dying stars, serve as the birthplace for future protostars.

In contrast with our sun, which is really a main sequence star, massive stars live very short lives, perhaps only millions of years, before they develop dead iron cores and explode as a supernova. The core of a dying massive star may form a neutron star or black hole, but the outermost parts of the exploded star return to the interstellar medium from which they came.

Let s look at the relationship between initial mass and length of star life. How long do most stars survive? Millions to billions of years, depending upon the star s birth-mass. Is bigger always better? Not with stars. The more mass a star has at birth, the harder it is to keep that fusion reaction going. It may have more atoms, but the fusion reaction goes faster and therefore burns the star out faster than smaller stars. Bigger is yox better in this case! Keep in mind that fusion is what allows a star to maintain equilibrium. If a star cannot achieve a hot enough temperature to initiate fusion, then it s dying already. Fusion reactions need a fuel, and there are three main fuels that a star uses for fusion: hydrogen , helium , and carbon .

HYDROGEN BURNING (Stable Star Life):

93% of interstellar matter is hydrogen gas. 3% of interstellar matter is helium gas. When a star forms, it has the same composition since it s made of the dust and gasses in a nebula. Hydrogen gas (H2) is split into single hydrogen atoms (H + ). The basic hydrogen fusion reaction is as follows:


D.2 – Stellar characteristics and stellar evolution

Stellar spectra

The stellar spectra can be used to identify elements in stars.

Most stellar spectra use the absorption spectrum which is a continuous spectrum that passes through a cool gas and has specific spectral lines removed (inverse of an emission spectrum). The missing wavelengths in a star’s absorption spectra correspond to the absorption spectrum of a number of elements in the star.

There are 7 basic spectral classes: O, B, A, F, G, K and M.

Sinif Surface temperature (K) Rəng
O 28000-50000 Mavi
B 9900-28000 Blue-white
A 7400-9900
F 6000-7400 Yellow-white
G 4900-6000 Sarı
K 3500-4900 Narıncı
M 2000-3500 Orange-red

As temperature increases, electrons are kicked up to higher levels by collisions with other atoms. Large atoms have more kinetic energy, and their electrons are excited first, followed by lower mass atoms.

If the collision is strong enough (high temperatures) then the electron is knocked off the atom and we say that the atom is ionized. So as we go from low temperatures in stars (a few thousand Kelvins), we see heavy atoms, like calcium and magnesium, in the stellar spectra. For stars with higher temperatures, we see lines from lighter atoms, such as hydrogen. The heavier atoms are all ionized by this point and have no electrons to produce absorption lines.

Hertzsprung–Russell (HR) diagram

The Hertzsprung-Russell (HR) diagram shows the relationship between absolute magnitude, luminosity, classification, and surface temperature of stars.

Most of the stars occupy the region along the line called the main sequence. During this stage, stars are burning hydrogen.

The H-R diagram is also used by scientists to help the figure out roughly how far away the stars are from Earth. This can be done because if we know the apparent magnitude, we can plot the star onto the graph using its spectral class and the type of star it is. We can then use the graph to deduce the absolute magnitude of the star.

Mass–luminosity relation for main sequence stars

For main sequence stars, the luminosity increases with the mass with the approximate power law

where L⊙ and M⊙ are the luminosity and mass of the Sun. The value a = 3.5 is commonly used for main-sequence stars and does not apply to red giants or white dwarfs.

Cepheid variables

Cepheid variables are stars in which its luminosity increases sharply and falls gently in a period of time. Thus, the period is correlated to the luminosity of the star and the Cepheid variable can be used to estimate the distance of the star.

Cepheid variables on a luminosity-period graph, due to their brightness increase and gradual fade offs, curves on the graph, giving a sine graph picture. The outer layers of the star go through contractions and expansions periodically. When it expands outward, the star becomes brighter because of high velocity, and when it contracts, the star becomes dimmer as the surface it moves inward.

Cepheid variables are thousands of times more luminous than the Sun and provide us with such a benchmark which is known in astronomy as a “standard candle”.

Stellar evolution on HR diagrams

The nebulae in space from which stars are created are actually the remains of a previous star that has reached the end of its lifecycle and died. Generally speaking, they consist of hydrogen and helium and small amount of the other heavier elements. The nebula, under the influence of gravity, begins to condense, and eventually, a protostar is formed. Such protostars can be observed in nebulas such as the horsehead nebula and the crab nebula. It is in this stage that the process of nucleosynthesis begins. Nucleosynthesis, in contrast to the nuclear processes that we are used to on Earth, is fusion, not fission. That is, instead of splitting a heavy nucleus, light nuclei are smashed together and fuse to produce a heavier nucleus, and gamma rays. It is called the proton-proton cycle. The star will continue to react its core of hydrogen into helium for all of its main-sequence lifetime (see previous section: the nature of stars).

Once the star runs out of hydrogen, the core collapses, and, under the additional gravitational pressure, the hydrogen in the core will start to undergo fusion. This causes the outer layers of the star to expand, however, the outer layers also cool, and the star becomes a red giant. The core continues to react and elements such as carbon, neon, oxygen, silicon and iron are produced. It is here that the elements that compose our world are created. Without the stars then universe would be composed of hydrogen and little else.

When the star finally runs out of fuel completely usually when the core becomes iron, the red giant star collapses. The next stage of the star is determined by the mass of that star and the Chandrasekhar limit.

If a star is below 1.4 solar masses (Type G), it is less that the Chandrasekhar limit and when it collapses, its forms a white dwarf of 1.4 solar masses or less, along with a planetary nebula. The white dwarf star continues to cool and eventually becomes invisible.

If a star is above 1.4 solar masses (Type A, B, O), it is above the Chandrasekhar limit and instead of becoming a regular red giant, it becomes a super red giant. In this case, when the star dies, it takes a rather more spectacular path than the star below the Chandrasekhar limit, becoming a supernova. Depending on the mass of the star, it will either go on to become a black hole or a neutron star.

For stellar masses less than about 1.4 solar masses, the energy from the gravitational collapse is not sufficient to produce the neutrons of a neutron star so the collapse is halted by electron degeneracy to form white dwarfs. Electron degeneracy is a stellar application of the Pauli Exclusion Principle, as is neutron degeneracy. Heç bir elektron, hətta bir neçə günəş kütləsinin çökən ulduzunun təzyiqi altında eyni vəziyyəti tuta bilməz.

H-R diagrams can also be used to plot the evolution of a star from its birth as a protostar until its death as a white dwarf.

Red giants, white dwarfs, neutron stars and black holes

Chandrasekhar and Oppenheimer–Volkoff limits

Chandrasekhar limiti

The largest mass a white dwarf can have is about 1.4 solar masses.

Oppenheimer-Volkoff limit

Oppenheimer-Volkoff limits the largest mass a neutron star can have to approximately 2-3 solar masses. The uncertainty in this limit comes from the fact that the equation of state of the matter inside a neutron star is not precisely known.


The death of a star

For all stars there will come a certain day when all the hydrogen available for fusion has been used up. That's the day where the star leaves the main sequence branch of the Hertzsprung-Russell diagram. The further development depends on the mass of the star, so let's look at them separately:

    0.075 to 0.5 solar masses (red dwarfs)

There is as yet no red dwarf in the universe that has already burned all its fuel. This is because the lifespan of such a star in the main sequence is much longer than the age of the universe (13.7 billion years). The small stars will begin to leave their main sequence in about 30 billion years from now at the earliest, so there is, as yet, no observational data available on how these stars evolve. But the future development of red dwarfs is not completely unknown since scientific modelling can reveal many details. After all their hydrogen is used up nuclear fusion will terminate, thermal pressure in the core will decrease and as a consequence the star will contract. This increases the core temperature again since gravitational energy will be converted into thermal energy. However the masses of red dwarfs are not great enough to generate temperatures allowing helium to fuse into heavier elements. The star will slowly cool down and contract and its luminosity will decrease until one day it will vanish from the visible spectrum of the night sky. Thus these stars end with a whimper rather than a bang.

Stars in this mass range will undergo a very different development. Let's observe our Sun's destiny as an example of stars with these kinds of mid-masses. After all the Sun's hydrogen in the core has been fused into helium, heat production in the Sun will come to a halt. This will be the first time in 10 billion years that the equilibrium will be out of balance (by the way: if you want to know how we could (at least theoretically) extend the life of our Sun just check our Q&A section). With less thermal pressure to counteract against gravity, the helium core will start shrinking and potential energy will be converted into heat (Kelvin-Helmholtz heating). In falling, fresh hydrogen from layers outside the core will ignite hydrogen fusion in a shell surrounding the core, further heating up the Sun. As a consequence temperatures will increase so much that the star’s luminosity will become hundreds of times greater than before.

Now the pressure in the core gets so high that the electron degeneracy pressure prevents a further collapse of the core. This degeneracy pressure is independent of temperature, so an increase in temperature will not be followed by an increase in pressure as is the case for normal matter. This means that there is no possibility of the star expanding and consequentially decreasing the temperature and pressure in its core as is the case for a star in main sequence (see hydrostatic equilibrium). Due to the hydrogen fusion in the shell around the inert helium core, its temperature continues to increase until it reaches about 100&puncsp000&puncsp000 kelvin. This is the temperature required to fuse helium into carbon and oxygen via a process called the triple-alpha process. Since the core is degenerate it cannot expand in order to slow down the fusion rate on the contrary the energy release during helium fusion will further heat up the core. The result is an event called a helium flash: all of a sudden all the helium atoms in the core fuse to carbon almost at the same time. This happens to all stars of between 0.5 and 2.25 solar masses, so it'll happen to our Sun too. All heavier stars will reach the 100&puncsp000&puncsp000 kelvin required for fusing helium atoms before their cores get dense enough to be degenerate. In these cases the helium fusion process starts smoothly, hence we have no helium flash.

The helium flash only lasts a few seconds during which the energy output of the star is 100 billion times greater than normal. Surprisingly we cannot observe the helium flash directly despite the enormous energy released because it only happens in a small region in the core of the star and the released radiation is absorbed by the core and its surrounding atmosphere. The helium flash changes the state of matter in the core and degenerate matter again becomes non-degenerate since temperatures get so high that thermal pressure outweighs degeneracy.

After the helium flash the core expands, leading to a lower pressure and temperature and consequently a lower fusion rate in the core and the surrounding shells. The lower energy production in the core leads to a smaller diameter (about 10% of the diameter of a Red Giant) and the Sun's luminosity decreases over a period of 100&puncsp000 years to about one hundredth of the previous maximum value. You can observe this process well in the Hertzsprung-Russell diagram following the line from "Core helium ignition (flash)" to "Core helium burning".

But the death of a star is a dynamic environment: the shrinking of the star consequently heats the star up again (remember, the potential energy will be converted to thermal energy when two masses approach each other). The carbon-oxygen core is now surrounded by a shell where helium undergoes fusion to carbon and another hydrogen-to-helium fusion shell. The outer layers of the star are composed of hydrogen that is not hot and dense enough to fuse into helium. Again, the star is now in a hydrostatic equilibrium, but since the core temperature is now 200 million kelvin the processes run much faster. In the case of the Sun, helium burning to carbon in the core will continue for "just" about 100 million years. Some of the carbon that is generated will fuse with another helium core to form oxygen and a very tiny fraction of the oxygen fuses with other helium cores to form neon and magnesium.

Then, finally, all the helium in the core is exhausted and a process starts that's very similar to the one we observed before when hydrogen was exhausted. We're now in the asymptotic giant branch (AGB) phase and things go much faster: the core shrinks, the temperature and pressure rise, infalling helium from regions outside the core heats up so that helium shell burning occurs and the Sun will increase in size and luminosity again (see the line between "Core helium burning" and "Helium shell burning" in the Hertzsprung-Russell diagram). This time it'll increase in size to even larger than before - it will engulf Mercury, Venus and maybe even Earth. It won't make a big difference for Earth whether or not it will be engulfed. if the Earth is engulfed it will be slowed down by the Sun's atmosphere and start spiralling down towards the centre of the Sun. In the second case Earth will be so close to the Sun that it will be cooked and baked nothing will ever be able to survive these temperatures. Anyhow, the temperature in the Sun's core will not get high enough to start a new cycle of carbon fusion to heavier elements (we need about 1 billion kelvin in order to ignite carbon fusion). From now on the core will be inert and helium and hydrogen burning will occur in the shells outside the core.

Due to the huge size of the red giant, part of the gas of the star is now so far away from its core that this part of the gas is only loosely gravitationally bound to the star. The star that has already lost 10-20% of its mass during the red giant phase loses another 20-30% during the asymptotic giant phase. This mass, which is almost entirely pristine hydrogen gas, will be ejected into the surrounding space and a planetary nebula is born. Don't get confused by the misleading name planetary nebula it's a remnant of former times when William Herschel observing these objects found similarities to the appearance of Uranus, therefore giving it this name. The name has not changed since those times despite the fact that we now know that these nebulae have nothing to do with planets at all. A nice example of such a mass-losing star is the Ring Nebula. The "life expectance" of such a planetary nebula is quite short after about 50000 years the matter that once formed the planetary nebula has been distributed into outer space and is ready to become part of another star system in the far future.

After a few tens of thousands years all the material in the shells has also been fused and the whole star becomes inert. What will be left in the case of the Sun is a burnt out carbon/oxygen core of 0.6 solar masses and a size of approximately the Earth. The density of the core - which is now called a white dwarf - is very high a teaspoon of this matter weighs one ton. Initially the white dwarf is still very hot and bright, but over time it cools off and gets dimmer and dimmer. It'll take a very long time for white dwarfs to cool down the coolest observed white dwarfs still have surface temperatures of a few thousand kelvin. The final stage of the stellar evolution will be achieved in many trillion years when the Sun will have cooled down to a temperature at which it is in thermal equilibrium with the surrounding universe (or in other words: the cosmic background radiation), barely above 0 kelvin.


Does the luminosity of a star on its main sequence increase or remain approximately constant? - Astronomiya

Answer any 12 of the following 14 questions. All relevant equations have been given on the cover page (not visible in WWW version). Each is worth 8 points.

1) As a cloud collapses to form a star, the density and temperature increase in the center until both are high enough that nuclear fusion begins in the core, providing enough outward-pushing pressure to support the weight of the star against gravity. After thie point, the star is considered to be in Hydrostatic Equilibrium.

a) (4 pts) Explain why the temperature of the core increases as the star collapses.

b) (4 pts) Explain why nuclear fusion requires high temperatures in order to occur.

2) Although many stars in the Sun's neighborhood have virtually the same composition as the Sun, these stars don't all show the same absorption line patterns in their spectra. For example, the Sun (surface temperature of 6000K) has very strong Oxygen absorption lines, but two other stars do not, despite having identical Oxygen abundances to the Sun. Assume no ISM along the line of sight to either star to simplify things.

a) (4 pts) Explain why the star Wolf 359 (a 3500K red main sequence star) probably shows no Oxygen absorption lines.

b) (4 pts) Explain why the star Sirius (a 10,000K blue main sequence star) probably shows no Oxygen absorption lines.

3) Energy is transported in the Sun in two ways. Near the core, it is transported radiatively. About halfway between the core and the surface, outward energy is transported convectively from that point all the way out to the surface of the Sun. Suppose the temperature of the Sun's core were to decrease by about 20%. Once the Sun reached hydrostatic equilibrium again.

a) (2 pts) Would you expect the boundary between the radiative and convective zones will have moved inward, outward or remained about in the same place?

b) (6 pts) Justify your answer to (a).

4) Two binary systems, Alpha and Beta, have central stars with identical masses. In system Alpha, the companion star is relatively close, with an orbital distance of 30 million miles. In system Beta, the companion star's orbital distance is 60 million miles. Both systems are being observed edge-on. The distance from Earth to system Alpha is 20 light years. The distance from Earth to system Beta is 40 light years. The central stars of both systems are at rest with respect to the Earth, but the companion stars show blueshift and redshift as they orbit their respective central star.

a) (2 pts) Which system's companion star will show larger redshift over the course of an orbital period? (Alpha, Beta, same redshift for both)

b) (6 pts) Justify your answer to (a).

5) When interstellar matter (ISM) exists between Earth and a star we are observing, the true properties of the star are often masked by the effects of the ISM, which absorbs light with certain specific wavelengths (depending upon the composition of the ISM) and more generally will scatter light, with shorter wavelength light much more likely to be scattered than long wavelength light.

a) (4 pts) If we do not take these ISM effects into consideration, our estimate of the star's temperature will be (higher, lower, about the same) relative to the true temperature of the star. Explain your answer.

b) (4 pts) Assume for simplicity that the ISM does not affect the apparent luminosity of the star. Thanks to the effects discussed in (a), our estimate of the distance to the star will be (higher, lower, about the same) relative to the true distance. Explain your answer.

6) Two properties of a star that can affect the width of its absorption lines are temperature and rotation speed. Assume no interstellar absorption effects for this question, and assume the rotating star is seen in the equatorial plane of its rotation (rather than pole-on).

a) (4 pts) Explain why higher stellar temperatures result in broader lines.

b) (4 pts) Explain why higher rotation velocities result in broader lines.

7) We know that at the base of the Sun's corona (where it is closest to the photosphere of the Sun), the temperature is around 10,000 K. If you look a little further away from the photosphere, the temperature is closer to 1,000,000 K.

a) (4 pts) Name and explain one piece of evidence that proves the temperature increases as you look further from the photosphere.

b) (4 pts) Explain why the temperature increases in this fashion. In other words, what is the theory that explains the observations?

8) For simplicity, when applying the concept of hydrostatic equilibrium (HSE) to stars, we assume that the outward-pushing pressure is directly related to the star's absolute luminosity while the inward-pulling force is just the star's self-gravity. Suppose a sun-like main sequence star in a binary system suddenly experiences a huge increase in mass as its companion star expands and dumps mass onto the sun-like star. As a result of this, the sun-like star's mass doubles. Use the concept of HSE to explain whether the sun-like star will increase in size, decrease in size or remain about the same size as a result of this.

9) The metallicity of a star is determined at the beginning of its lifetime, and it depends on the metallicity of the galaxy at the time the star forms. The metallicity of a star is constant throughout the star's main sequence lifetime. Consider a blue main sequence star, Sirius, and a red main sequence star, Wolf 359. Which of these two stars would you think probably has a higher metallicity? Justify your answer.

10) The graph below shows the Keplerian rotation curve which holds for a simple gravitating system like our own solar system (in this case, orbital velocity of the objects is used in the same sense as rotation velocity of the system). The Milky Way Galaxy does not follow this rotation curve, however. Explain how the motion of the Milky Way galaxy is different and how this implies the existence of dark matter in our galaxy.

11) Assume for this question that the age of the Universe is 12 billion years old and the Hubble constant has a value of 70. Also assume that the expansion of the Universe is constant. that there is no acceleration or deceleration. 20 billion years from now, will the value of the Hubble constant be larger, smaller or the same? Justify your answer. You may wish to use an equation as part of your answer, but an equation itself (without the explanation of how it is derived) is an insufficient answer.

12) The Tully-Fisher relation is a correlation between the absolute luminosity of galaxies and their rotation velocities. Explain how Astronomers calibrate this relation. In other words, explain the observations that must be made and the equations or relationships that must be used to build the TF relation.

13) The Microwave Background Radiation (MBR) has a spectrum characteristic of a small, hot dense object like a star (we call it a "continuous spectrum"). The peak wavelength of the MBR is in the very long wavelength microwave region of the spectrum. As the Universe gets older, the average temperature of the Universe (and this background radiation) will continue to decrease slowly with time (as a given amount of energy is spread out over a larger and larger volume).

a) (2 pts) The peak wavelength of the MBR over time will (increase, decrease, remain the same).

b) (6 pts) Explain your answer to part (a), specifically addressing why you would or would not expect the peak wavelength of the MBR to depend on the temperature.

14) Describe in detail the origin of the Lyman-alpha forest in the spectra of high redshift quasars.


Videoya baxın: MƏŞHUR MÜĞƏNNİLƏRİN İNALIMAZ ƏVVƏLKİ VƏ İNDİKİ GÖRÜNTÜLƏRİ (Sentyabr 2021).