Astronomiya

Qırmızı nəhəng ola biləcək nəzəri minimum kütlə əsas ardıcıllıq ulduzu varmı?

Qırmızı nəhəng ola biləcək nəzəri minimum kütlə əsas ardıcıllıq ulduzu varmı?

Vikipediyanın Qırmızı Nəhəng səhifəsi kütlə miqdarının 0,3 ilə 0,8 günəş kütləsi arasında olduğunu bildirir. Bu, 1 günəş kütləsindən bir az az olan başlanğıc kütləsinə, təxminən 0.8 və ya daha azına bərabərdir, əgər təxmin etsəydim və bir neçə günəş kütləsi. Kütlənin yarısından çoxunun Qırmızı Nəhəng mərhələdən əvvəl itirildiyini nəzərə alsaq.

Başlamaq üçün 0.8 günəş kütləsindən az olan hər hansı bir ulduz qırmızı nəhəng olmaq üçün kifayət qədər vaxt qazanmazdı, buna görə də xeyli kiçik ulduzların nəticədə qırmızı nəhəng ola biləcəyi mümkündür. Ulduzun hələ həyatının sonunda qırmızı nəhəng hala gəldiyi yerdə əsas ardıcıllıq kütləsinin nə qədər yüngül ola biləcəyinə dair bir təxmin varmı?


Bəlkə də aşağı kütlə həddi (şərhlərdə 0,3 günəş kütləsi kimi verilmişdir) və bu alt həddin niyə mövcud olması ilə maraqlanırsınız. Bu, ulduzların ilk növbədə niyə qırmızı nəhəng olduqları sualına bənzəyir. Kainat ulduzlarının 0,8 günəş kütləsindən daha az kütləli olduğunu nəzərə alsaq, vaxtınız olmayacaq, buna görə alt kütlə həddi nəzəri olur. Bəs onu nə təyin edir?

Cavab budur ki, qırmızı nəhənglər olur, çünki ulduzlar nüvələrindəki bütün hidrogenləri tükəyə bilər və hamısını helyuma çevirir. O zaman ulduzun tarazlığını qoruyacaq nüvə yanacağı yoxdur, buna görə sızan işıq (parlaqlığı təyin edən) və qaynaşma dərəcəsi (əsasən bu parlaqlığa cavab verən) arasında heç bir tarazlıq yoxdur. Nəticədə, nüvə kiçilir və isinir və birləşmə nüvənin ətrafındakı bir qabıqda başlayır - əvvəllər birləşdirmək üçün çox sərin olan bir qabıq.

Bu qabıqdakı istilik və onun birləşmə sürətinin əsas cəhətləri nüvənin nə qədər kiçik və kütləli olmasına görə təyin olunur (nüvə istilik itirdiyi üçün zamanla kiçikləşir və helium "kül" əlavə olunduğundan daha kütləvi olur. qabıqdan ona). Nəhayət, nüvədəki sərbəst elektronlar "degenerasiya" adlanır, yəni kvant mexaniki əsas vəziyyətinə yaxınlaşırlar və nüvənin Yer qədər kiçik olmasını nəzərdə tutur. Bu həm də qabığın son dərəcə isti olduğunu və birləşmə nisbətinin əslində pis olduğunu göstərir. Bunun üçün zərfin qırmızı bir nəhəng halına gəlməsi lazımdır.

Beləliklə, qırmızı bir nəhəngə sahib olmaq üçün degenerasiya edilmiş bir nüvəyə sahib olmalı və onu əhatə edən qabıq birləşməsinə sahib olmalısınız. Ancaq 0,3 günəş kütləsindən daha az kütləli ulduzların daxili bir quruluşu var sırf konvektivdir. Beləliklə, nüvələrindəki hidrogen tükənməyincə tükənmirlər hər yerdə (və dediyiniz kimi, hələ heç kim kainatımızda bunu etməyib, nəzəri bir ümiddir). Bu səbəbdən də qabıq birləşməsini edə bilməz və qırmızı nəhəng ola bilməzlər.


Qırmızı nəhəng ola biləcək nəzəri minimum kütlə əsas ardıcıllıq ulduzu varmı? - Astronomiya

A ulduz öz cazibə qüvvəsi ilə bir araya gələn parlaq plazma sferoidindən ibarət olan astronomik bir obyektdir. Dünyaya ən yaxın ulduz Günəşdir. Gecələr başqa bir çox ulduz çılpaq gözlə görünür, ancaq Yerdən olan böyük məsafələri səbəbindən göydə sabit bir işıq nöqtəsi kimi görünürlər. Ən görkəmli ulduzlar bürclər və ulduzlara qruplaşdırılıb və ən parlaq ulduzların çoxunun adları var. Astronomlar, bilinən ulduzları müəyyənləşdirən və standart ulduz işarələri verən ulduz kataloqu yığdılar. Müşahidə oluna bilən kainat təxminən 10 22 - 10 24 ulduz ehtiva edir, lakin əksəriyyəti Yerdən, Samanyolu, qalaktikamız xaricindəki bütün ulduzlar da daxil olmaqla, çılpaq gözlə görünmür.

Bir ulduzun həyatı, əsasən hidrogendən ibarət olan qazlı bir dumanın helium və iz elementləri ilə birlikdə daha ağır elementlərin cazibə çökməsi ilə başlayır. Bir ulduzun ümumi kütləsi onun təkamülünü və son taleyini təyin edən əsas amildir. Aktiv ömrünün çox hissəsində, bir ulduz, hidrogenin nüvəsindəki helyuma termoyadro birləşməsi sayəsində parlayır və ulduzun içərisindən keçən və sonra kosmosa yayılan enerjini sərbəst buraxır. Bir ulduzun ömrünün sonunda özəyi ulduz qalığına çevrilir: ağ cırtdan, neytron ulduzu və ya kifayət qədər kütləsə, qara dəlik.

Lityumdan daha ağır təbii olaraq meydana gələn elementlərin hamısı ulduzlarda və ya onların qalıqlarında ulduz nükleosentezi ilə yaradılır. Kimyəvi cəhətdən zənginləşdirilmiş material, ulduz kütləsi itkisi və ya supernova partlamaları ilə ulduzlararası mühitə qaytarılır və daha sonra yeni ulduzlara çevrilir. Astronomlar bir ulduzun aydın parlaqlığını, spektrini və zamanla səmadakı mövqeyindəki dəyişiklikləri müşahidə edərək kütlə, yaş, metallik (kimyəvi tərkibi), dəyişkənlik, məsafə və kosmosdakı hərəkəti daxil olmaqla ulduz xüsusiyyətlərini təyin edə bilərlər.

Ulduzlar planet sistemlərində və iki və ya daha çox ulduzlu ulduz sistemlərində olduğu kimi digər astronomik obyektlərlə də orbital sistemlər yarada bilər. Bu cür iki ulduz nisbətən yaxın bir orbitə sahib olduqda, onların cazibə qüvvəsi qarşılıqlı təsirləri təkamülünə əhəmiyyətli dərəcədə təsir göstərə bilər. Ulduzlar, bir ulduz qrupu və ya qalaktika kimi daha böyük bir cazibə qüvvəsi ilə əlaqəli bir quruluşun bir hissəsini təşkil edə bilər.


Bir ulduza tətbiq edildiyi kimi supergiant başlığının tək bir konkret tərifi yoxdur. Müddət nəhəng ulduz ulduzların əksəriyyətinin Hertzsprung-Russell diaqramının iki fərqli bölgəsinə düşdüyü məlum olduqda ilk dəfə Hertzsprung tərəfindən hazırlanmışdır. Bir bölgədə A ilə M arasındakı spektral tipli daha böyük və daha parlaq ulduzlar var idi və adını aldı nəhəng. [1] Sonradan, ölçülə bilən paralakslara sahib olmadıqları üçün bu ulduzların bəzilərinin topludan və terminindən xeyli böyük və daha parlaq olduğu aydın oldu. super nəhəng qalxdı, sürətlə qəbul edildi supergiant. [2] [3] [4]

Spektral parlaqlıq sinfi Düzəliş edin

Supergiant ulduzları spektrləri əsasında, yüksək parlaqlığa və aşağı səth cazibəsinə həssas fərqli xətləri ilə müəyyən etmək olar. [5] [6] 1897-ci ildə Antonia C. Maury ulduzları spektral xətlərinin genişliklərinə görə böldü və "c" sinfi ulduzları ən dar xətlərlə təyin etdi. O dövrdə bilinməsə də, bunlar ən parlaq ulduzlardı. [7] 1943-cü ildə Morgan və Keenan I sinif supergiant ulduzları nəzərdə tutaraq spektral parlaqlıq siniflərinin tərifini rəsmiləşdirdilər. [8] Müasir spektrlərin artan qətnaməsinə əsaslanan dəqiqləşdirmələr ilə eyni MK parlaqlıq sinifləri sistemi bu gün də istifadə olunur. [9] Supergiants, gənc mavi sinif O supergigents-dən yüksək səviyyədə inkişaf etmiş qırmızı sinif M supergigantlara qədər hər spektral sinifdə meydana gəlir. Əsas ardıcıllıqla və eyni spektral tipli nəhəng ulduzlarla müqayisədə böyüdükləri üçün səthi ağırlıqları daha azdır və xətt profillərində dəyişikliklər müşahidə oluna bilər. Supergians da əsas ardıcıllıq ulduzlarından daha yüksək dərəcədə ağır elementləri olan inkişaf etmiş ulduzlardır. Bu, ulduzları parlaqlıq siniflərinə sırf spektrlərini müşahidə etdikdən sonra təyin edən MK parlaqlıq sisteminin əsasını təşkil edir.

Aşağı səth cazibə qüvvəsi və qaynaşma məhsulları səbəbindən xətt dəyişikliklərinə əlavə olaraq, ən parlaq ulduzlarda kütlə itkisi nisbəti yüksəkdir və nəticədə emissiya xətləri, P Cygni profilləri və ya qadağan edilmiş xətlər yarada bilən xaric olunan səma materialları buludları var. MK sistemi parlaqlıq siniflərinə ulduzlar verir: İb supergigents üçün Bəli işıqlı supergians və 0 (sıfır) və ya Ia + hipergiqanlar üçün. Əslində bu təsnifatlar üçün yaxşı müəyyən edilmiş bantlardan və bu kimi təsniflərdən daha çox davamlılıq var Iab orta parlaqlıq supergigents üçün istifadə olunur. Supergiant spektrlər spektral xüsusiyyətləri göstərmək üçün tez-tez izahat verilir, məsələn B2 Iae və ya F5 Ipec.

Təkamülçü supergerlər Düzenle

Üstüncülüklər, müəyyən ulduzların təkamül tarixinin müəyyən bir mərhələsi kimi də təyin edilə bilər. İlkin kütlələri 8-10 M-dən yuxarı olan ulduzlar hidrogenlərini tükəndikdən sonra helium nüvəsi birləşməsini sürətlə və rəvan bir şəkildə başladın və dəmir nüvəni inkişaf etdirənə qədər helyum tükəndikdən sonra daha ağır elementləri birləşdirməyə davam edin və bu zaman nüvə yıxılaraq Tip 2 supernovasını yaradın. Bu kütləvi ulduzlar əsas ardıcıllığı tərk etdikdən sonra atmosferləri şişirilir və onlar supergigant kimi təsvir olunurlar. Əvvəlcə 10 M-dən aşağı olan ulduzlar heç vaxt dəmir bir nüvə meydana gətirməyəcək və təkamül baxımından günəşin işığından min dəfə parlaqlığa çata bilsələr də, super cücələrə çevrilmirlər. Helium tükəndikdən sonra karbon və daha ağır elementləri birləşdirə bilmirlər, buna görə də ağ cırtdanın nüvəsini tərk edərək xarici qatlarını itirirlər. Bu ulduzların həm hidrogen, həm də helium yanan qabıqlara sahib olduğu faza asimptotik nəhəng budaq (AGB) deyilir, çünki ulduzlar getdikcə daha parlaq M sinif ulduzlarına çevrilir. 8-10 M ulduzları oksigen-neon nüvəsi və elektron tutma supernovası istehsal etmək üçün AGB-də kifayət qədər karbonu birləşdirə bilər, lakin astrofiziklər bunları supergigendən çox super-AGB ulduzları kimi təsnif edirlər. [10]

İnkişaf etmiş ulduzların təsnifatı Düzenle

Təkamül baxımından supergigant olmayan, lakin supergiant spektral xüsusiyyətlər göstərə bilən və ya supergigents ilə müqayisə edilə bilən parlaqlıqlara sahib olan bir neçə inkişaf etmiş ulduz kateqoriyası var.

Asimptotik-nəhəng budaq (AGB) və AGB-dən sonrakı ulduzlar, daha kütləvi qırmızı supergigantlarla müqayisə oluna bilən parlaqlıqları olan çox inkişaf etmiş aşağı kütləli qırmızı nəhənglərdir, lakin kütlələri az olduğu üçün inkişafın fərqli bir mərhələsindədirlər (helium qabığı) və həyatları fərqli bir şəkildə bitən (planet bulutsusu və süpernova deyil ağ cırtdan) astrofiziklər onları ayrı tutmağı üstün tuturlar. Bölmə xətti 7–10 M civarında bulanıklaşır (və ya 12 M-ə qədər bəzi modellərdə [11]) ulduzların helyumdan daha ağır elementlərin məhdud qaynaşmasına məruz qaldıqları. Bu ulduzları tədqiq edən mütəxəssislər, AGB ilə termal pulsing kimi ortaq xüsusiyyətlərə sahib olduqları üçün onları tez-tez super AGB ulduzları adlandırırlar. Digərləri, helyumdan daha ağır elementləri yandırmağa başladıqları və supernova kimi partlaya bildikləri üçün onları aşağı kütləli supergigents kimi təsvir edirlər. [12] AGB-dən sonrakı bir çox ulduz, supergant parlaqlıq sinifləri ilə spektral tiplər alır. Məsələn, RV Tauri günəşdən daha az kütləli olmasına baxmayaraq bir Ia (parlaq supergiant) parlaqlıq sinifinə malikdir. Bəzi AGB ulduzları, eyni zamanda, W Virginisin özü kimi termal pulsinglə əmələ gələn mavi bir döngəni icra edən ulduzlar kimi bir supergiant parlaqlıq sinfi alır. Çox az sayda Mira dəyişənləri və digər gec AGB ulduzları super iri parlaqlıq siniflərinə malikdir, məsələn α Herculis.

Klassik Cepheid dəyişənləri ümumiyyətlə supergiant parlaqlıq siniflərinə malikdirlər, baxmayaraq ki, yalnız ən parlaq və kütləvi bir dəmir nüvəsini inkişaf etdirməyə davam edəcəklər. Onların əksəriyyəti nüvələrindəki helyumu birləşdirən ara kütlə ulduzlarıdır və nəticədə asimptotik nəhəng budağa keçəcəklər. δ Cephei özü 2000 L parlaqlığı ilə bir nümunədir və 4,5 M kütləsi .

Wolf-Rayet ulduzları eyni zamanda yüksək kütlələrdə işığa çıxan ulduzlardır, əksər superqantlardan daha isti və daha kiçik, görmə baxımından daha az parlaq, lakin yüksək temperaturları səbəbindən tez-tez daha parlaqdır. Helium və digər ağır elementlərin üstünlük təşkil etdikləri, ümumiyyətlə az miqdarda və ya heç bir hidrogen göstərmədikləri spektrlərə sahibdirlər ki, bu da təbiətinə supergigentlərdən daha da inkişaf etmiş ulduzlar kimi bir təbiətdir. AGB ulduzları HR diaqramının qırmızı supergians ilə demək olar ki, eyni bölgəsində meydana gəldiyi kimi, Wolf-Rayet ulduzları da ən isti mavi supergigents və ana ardıcıllıq ulduzları ilə İK diyagramının eyni bölgəsində meydana gələ bilər.

Ən kütləvi və işıqlı əsas ardıcıllıq ulduzları, sürətlə inkişaf etdikləri supergigentlərdən demək olar ki, fərqlənmirlər. Demək olar ki, eyni temperaturlara və çox oxşar parlaqlıqlara sahibdirlər və yalnız ən təfərrüatlı analizlər, dar O tip əsas ardıcıllıqdan uzaq O tipli supergigantların yaxın ərazisinə doğru inkişaf etdiklərini göstərən spektral xüsusiyyətləri ayırd edə bilər. Belə erkən O tip supergigantlar WNLh Wolf-Rayet ulduzları ilə bir çox xüsusiyyətləri bölüşürlər və bəzən iki növ arasındakı ara xətt ulduzları kimi təyin olunurlar.

Parlaq mavi dəyişənlər (LBV) ulduzlar, HR diaqramında mavi supergigantlarla eyni bölgədə meydana gəlir, lakin ümumiyyətlə ayrı olaraq təsnif edilir. İnkişaf etmiş, genişlənmiş, kütləvi və parlaq ulduzlardır, əksər hallarda hiperqiyantlardır, lakin standart spektral tipin təyin olunmasına qarşı çıxan çox spektral dəyişkənliyə malikdirlər. Yalnız müəyyən bir zamanda və ya sabit olduqları bir müddət ərzində müşahidə edilən LBV-lər, parlaqlığına görə sadəcə isti supergigents və ya namizəd LBV olaraq təyin edilə bilər.

Hiperqiyanlar tez-tez supergigentlərdən fərqli bir ulduz kateqoriyası kimi qəbul edilir, baxmayaraq ki, bütün vacib cəhətlərdən daha parlaq bir supergiant kateqoriyasıdırlar. Onlar supergigantlar kimi inkişaf etmiş, genişlənmiş, kütləvi və parlaq ulduzlardır, lakin ən kütləvi və parlaq həddində və həddindən artıq parlaqlıqları və qeyri-sabitliyi səbəbindən yüksək kütlə itkisinə məruz qalan əlavə xüsusiyyətlərə sahibdirlər. Ümumiyyətlə yalnız daha çox inkişaf etmiş supergigerlər hiperjiant xüsusiyyətlər göstərirlər, çünki qeyri-sabitlik yüksək kütlə itkisindən və parlaqlığın bir qədər artmasından sonra artır.

Bəzi B [e] ulduzları supergigantdır, lakin digər B [e] ulduzları aydın deyil. Bəzi tədqiqatçılar B [e] cisimlərini supergigantlardan ayrı olaraq ayırırlar, tədqiqatçılar kütləvi şəkildə inkişaf etmiş B [e] ulduzlarını supergigents alt qrupu olaraq təyin etməyi üstün tuturlar. Sonuncusu, B [e] fenomeninin bir çox fərqli ulduz tipində, o cümlədən açıq-aydın supergigantların həyatında sadəcə bir mərhələ olan ayrı-ayrılıqda meydana gəldiyini başa düşməklə daha çox yayılmışdır.

Supergiantların Günəşin 8-dən 12 qatına qədər kütlələri var (M. ) yuxarıya doğru və Günəşin təqribən 1000 milyon qatından çox parlaqlığı (L ). Onlar radiusda çox dəyişirlər, ümumiyyətlə 30 ilə 500 arasında və ya 1000 günəş radiusundan da çoxdur (R ). Nüvənin degenerasiya olmasından əvvəl helium nüvəsini yavaş-yavaş yanmağa başlamaq üçün kifayət qədər böyükdürlər, bir flaş olmadan və aşağı kütləli ulduzların yaşadığı güclü dərinləşmədən. Ardıcıl daha ağır elementləri alovlandırmağa davam edirlər, ümumiyyətlə dəmirə qədər. Həm də yüksək kütlələrə görə fövqəlnova kimi partlayacaqlar.

Stefan-Boltzmann qanunu, qırmızı supergigantların nisbətən sərin səthlərinin vahid sahə başına mavi supergigantlara nisbətən daha az enerji yaydığını diktə edir, beləliklə, müəyyən bir parlaqlıq üçün qırmızı supergigents mavi tərəfdarlarından daha böyükdür. Radiasiya təzyiqi ən böyük sərin supergantsı 1500 R ətrafında məhdudlaşdırır və bir milyon L-ə qədər ən böyük isti supergigents (Mbol təxminən −10). [13] Bu hüdudlara yaxın və bəzən kənarda olan ulduzlar qeyri-sabit olur, pulsasiya olunur və sürətli kütləvi itkiyə məruz qalırlar.

Səthin cazibə qüvvəsini düzəldin

Fövqəladə parlaqlıq sinfi, böyük ölçüdə səth cazibə ölçüsü olan spektral xüsusiyyətlər əsasında təyin edilir, baxmayaraq ki, bu cür ulduzlar mikroturbulans kimi digər xüsusiyyətlərdən də təsirlənir. Parlaq nəhənglər (parlaqlıq sinfi II) normal İb superqantlara nisbətən çox oxşar səth ağırlıqlarına sahib olmasına baxmayaraq, supergigantlar, ümumiyyətlə, log (g) 2.0 cgs və daha aşağı səth ağırlıqlarına sahibdirlər. [14] Sərin parlaq superqigantların səthi cazibə qüvvəsi aşağı, ən parlaq (və qeyri-sabit) ulduzlar log (g) sıfır civarındadır. [13] Daha isti işıqlılar da, ən parlaq olanlar da, daha yüksək kütlələri və kiçik radiusları sayəsində birinin ətrafında səthi cazibə gücünə sahibdirlər. [15]

Temperatur Düzenle

Əsas spektral siniflərin hamısında və 3.400 K civarındakı M sinif ulduzlarından 40.000 K-dan yüksək O sinif ulduzlarına qədər olan bütün temperatur aralığında supergiant ulduzlar var. Supergianlar ümumiyyətlə orta sinifdən daha sərin tapılmır. Bunun nəzəri olaraq gözlənildiyi üçün fəlakətli bir şəkildə qeyri-sabit olacaqlar, lakin VX Oxatan kimi ekstremal ulduzlar arasında potensial istisnalar var. [13]

Supergiqanlar O-dan M-dək hər sinifdə mövcud olmasına baxmayaraq, əksəriyyət B spektral tipdir, bütün digər spektral siniflərdən daha çoxdur. Daha kiçik bir qruplaşma çox aşağı işığa sahib G tipi supergigantlardan, asimptotik nəhəng budağa çatmadan nüvələrində helium yandıran ara kütlə ulduzlarından ibarətdir. Fərqli bir qruplaşma, bu spektral tiplərin əsas ardıcıllıq ulduzlarından daha çox yayılmış B (B0-2) və çox gec O (O9.5) olan yüksək parlaqlıqlı supergigantlardan ibarətdir. [16]

Mavi, sarı və qırmızı supergigantların nisbi sayıları ulduz təkamül sürətinin göstəricisidir və kütləvi ulduzların təkamül modellərinin güclü bir sınağı olaraq istifadə olunur. [17]

Parlaqlıq Düzəliş edir

Supergiqanlar HR diaqramının bütün yuxarı hissəsini tutan üfüqi bir zolaqda az-çox uzanırlar, lakin fərqli spektral tiplərdə bəzi dəyişikliklər var. Bu dəyişikliklər qismən müxtəlif spektral tiplərdə parlaqlıq sinifləri təyin etmək üçün fərqli metodlara və qismən ulduzlardakı fiziki fərqlərə görədir.

Bir ulduzun bolometrik parlaqlığı onun bütün dalğa boylarında ümumi elektromaqnit şüalanmasını əks etdirir. Çox isti və çox sərin ulduzlar üçün bolometrik parlaqlıq görmə parlaqlığından kəskin dərəcədə yüksəkdir, bəzən bir neçə bal gücündə və ya beş və ya daha çox faktordur. Bu bolometrik düzəliş B ortası, K gec və erkən M ulduzları üçün təxminən bir böyüklükdür, O və orta M ulduzları üçün üç böyüklüyə (faktor 15) qədər artır.

Bütün supergants eyni temperaturlu əsas ardıcıllıq ulduzlarından daha böyük və daha parlaqdır. Bu o deməkdir ki, isti supergians parlaq əsas ardıcıllıq ulduzlarının üzərində nisbətən dar bir zolaq üzərində uzanırlar. B0 əsas ardıcıllıq ulduzu mütləq magn5 böyüklüyə sahibdir, yəni bütün B0 supergigantlar mütləq −5 böyüklükdən xeyli parlaqdır. Ən zəif mavi superqantlar üçün də bolometrik parlaqlıq günəşin on min qat qatındadır (L ). Ən parlaq bir milyon L-dən çox ola bilər və α Cygni dəyişənləri və parlaq mavi dəyişənlər kimi çox vaxt qeyri-sabitdirlər.

Erkən O spektral tiplərinə sahib olan ən isti superqigantlar olduqca parlaq O əsas ardıcıllığı və nəhəng ulduzların üstündə son dərəcə dar parlaqlıqda olur. Normal olaraq azot və helyum emissiyası üçün "f" kimi digər spektral tip modifikatorlara sahib olmasına baxmayaraq normal (Ib) və işıqlı (Ia) supergiants olaraq ayrı-ayrı olaraq təsnif edilmirlər (məsələn, O 932 93A üçün). [18]

Sarı supergants mütləq itude5 böyüklüyündən xeyli zəif ola bilər, bəzi nümunələr −2 (məsələn, 14 Persei) ilə. Sıfır civarındakı bolometrik düzəlişlərlə, günəşin parlaqlığından yalnız yüz dəfə çox ola bilər. Bunlar kütləvi ulduzlar deyil, əksinə Sefeyd pulsasiyaları kimi qeyri-sabitlik səbəbindən səthi ağırlıqları xüsusilə aşağı olan orta kütlə ulduzlarıdır. Bu ara kütlə ulduzlarının, təkamüllərinin nisbətən uzun müddət davam edən bir dövrü boyunca supergigant kimi təsnif edilməsi, çox sayda aşağı parlaqlıqda olan sarı superqeantları hesab edir. Ən parlaq sarı ulduzlar, sarı hipergiyantlar, görünən ən parlaq ulduzlar arasındadır, with9 ətrafında mütləq böyüklüyə sahibdirlər, baxmayaraq ki, bir milyon L-dən azdır. .

Yarım milyon L civarında olan qırmızı supergiansların parlaqlığının güclü bir yuxarı həddi var . Bundan daha parlaq olacaq ulduzlar xarici təbəqələrini o qədər sürətlə tökürlər ki, ana ardıcıllığı tərk etdikdən sonra isti supergigents olaraq qalırlar. Qırmızı supergigantların əksəriyyəti 10-15 M idi əsas ardıcıllıq ulduzları və indi 100.000 L-dən aşağı parlaqlıqları var və çox az parlaq supergiant (Ia) M sinif ulduzları var. [16] Qırmızı supergians kimi təsnif edilən ən az parlaq ulduzlar, RV Tauri dəyişənləri kimi olduqca genişlənmiş və qeyri-sabit aşağı kütlə ulduzları olan ən parlaq AGB və sonrakı AGB ulduzlarıdır. AGB ulduzlarının əksəriyyətinə nəhəng və ya parlaq nəhəng parlaqlıq sinifləri verilir, lakin xüsusilə W Virginis dəyişkənləri kimi qeyri-sabit ulduzlara çox nəhəng bir təsnifat verilə bilər (məsələn, W Virginis özü). Ən zəif qırmızı supergants mütləq magn3 böyüklüyündədir.

Dəyişkənlik Düzəlişi

Alpha Cygni dəyişənləri, yarımdərgə dəyişənlər və qeyri-müntəzəm dəyişənlər kimi əksər supergantlar müəyyən dərəcədə fotometrik dəyişkənlik göstərsə də, supergigantlar arasında müəyyən dəyişkən növləri yaxşı müəyyən edilmişdir. Qeyri-sabitlik zolağı supergigantların bölgəsini keçir və xüsusən də bir çox sarı supergiants Klassik Cepheid dəyişənləridir. Eyni qeyri-sabitlik bölgəsi, son dərəcə nadir və qısamüddətli bir işığa sahib supergigant sinifini daha parlaq sarı hipergiyantları da əhatə edir. Bir çox R Coronae Borealis dəyişənləri, hamısı olmasa da, sarı supergiqanlardır, lakin bu dəyişkənlik fiziki bir qeyri-sabitlikdən çox qeyri-adi kimyəvi tərkiblərinə görədir.

RV Tauri dəyişkənləri və PV Telescopii dəyişənləri kimi digər dəyişkən ulduz növləri tez-tez supergigant kimi təsvir olunur. RV Tau ulduzlarına aşağı səth cazibə qüvvəsinə görə tez-tez bir supergiant parlaqlıq sinfi ilə spektral tiplər verilir və AGB və AGB-dən sonrakı ulduzlar arasındadır, eyni şəkildə günəşə bənzər kütlələrə sahibdirlər, daha nadir PV Tel. dəyişənlər çox vaxt supergigantlar kimi təsnif edilir, lakin supergigentlərdən daha aşağı parlaqlıqlara və hidrogendə son dərəcə çatışmayan özünəməxsus B [e] spektrlərinə malikdirlər. Bəlkə də onlar AGB sonrası obyektlər və ya "yenidən doğulmuş" AGB ulduzlarıdır.

LBV-lər çoxsaylı yarım müntəzəm dövrlər və daha az proqnozlaşdırılan püskürmələr və nəhəng partlayışlarla dəyişkəndir. Bunlar, ümumiyyətlə, bəzən Wolf-Rayet spektrləri olan supergigian və ya hipergiyantlardır - xarici təbəqələri genişlənmiş, son dərəcə parlaq, kütləvi, inkişaf etmiş ulduzlardır, lakin o qədər fərqli və qeyri-adidirlər ki, çox vaxt supergigantlar adlandırılmadan ayrı bir kateqoriya kimi qəbul edilirlər supergiant spektral tip. Çox vaxt spektral tipi "LBV" kimi veriləcəkdir, çünki özünəməxsus və olduqca dəyişkən spektral xüsusiyyətlərə sahibdirlər, temperatur "sakit" olduqda 20000 K və ya daha çox partlayışda təxminən 8.000 K arasında dəyişir.

Kimyəvi bolluqları düzəldin

Supergigents səthində müxtəlif elementlərin bolluğu daha az parlaq ulduzlardan fərqlidir. Supergians inkişaf etmiş ulduzlardır və səthə füzyon məhsullarının konveksiyasına məruz qalmış ola bilərlər.

Sərin superqantlar, bu füzyon məhsullarının çox kütləvi ulduzların əsas ardıcıllığı zamanı səthə konveksiyası, qabığın yanması zamanı dərinləşmələr və ulduzun xarici təbəqələrinin itməsi səbəbindən səthdə inkişaf etmiş helium və azot göstərir. Helium, CNO dövrü birləşməsi zamanı karbon və oksigenə nisbətən yığılan hidrogen və azotun birləşməsi ilə nüvədə və qabıqda əmələ gəlir. Eyni zamanda, karbon və oksigen bolluğu azalır. [19] Qırmızı supergants, səthindəki qeyri-adi kimyəvi maddələr, dərin üçüncü dərinləşmələrdən karbonun artırılması, həmçinin karbon-13, lityum və s-proses elementləri ilə parlaq, lakin daha az kütləli AGB ulduzlarından fərqlənə bilər. Gec faza AGB ulduzları yüksək dərəcədə oksigenlə zənginləşərək OH maserləri istehsal edə bilər. [20]

Daha isti supergants azot zənginləşməsinin fərqli səviyyələrini göstərir. Bunun səbəbi, fırlanma səbəbiylə ana ardıcıllıqla müxtəlif səviyyələrdə qarışmaq və ya bəzi mavi supergigantların ana ardıcıllıqdan yeni inkişaf etməsi, bəzilərinin isə əvvəllər qırmızı bir supergiant faza keçməsi ola bilər. Qırmızıdan sonrakı supergiant ulduzlar, CNO ilə işlənmiş materialın səthə konveksiyası və xarici təbəqələrin tamamilə itirilməsi səbəbindən karbona nisbətən ümumiyyətlə azot səviyyəsinə daha yüksəkdir. Heliumun səth artımı atmosferin üçdə birindən çoxunu təmsil edən qırmızıdan sonrakı supergigantlarda daha güclüdür. [21] [22]

O tip ana ardıcıllıq ulduzları və B tipli mavi-ağ ulduzların ən kütləsi supergigant olur. Həddindən artıq kütlələri sayəsində 30 milyon ildən bir neçə yüz min ilədək qısa ömürlərə sahibdirlər. [23] Bunlar əsasən açıq qruplar, spiral qalaktikaların qolları və nizamsız qalaktikalar kimi gənc qalaktik strukturlarda müşahidə olunur. Spiral qalaktika qabarıqlıqlarında daha az olur və nadir hallarda əsasən köhnə ulduzlardan ibarət olan eliptik qalaktikalarda və ya kürəcik qruplarda müşahidə olunur.

Supergiants, kütləvi əsas ardıcıllıq ulduzlarının nüvələrində hidrogen tükəndikdə inkişaf edir və bu zaman, daha kiçik kütləli ulduzlar kimi böyüməyə başlayırlar. Ancaq aşağı kütləli ulduzlardan fərqli olaraq, hidrogenlərini tükəndikdən çox keçmədən nüvədəki helyumu birləşdirməyə başlayırlar. Bu, parlaqlığını aşağı kütləli ulduzlar qədər dramatik şəkildə artırmadıqları və qırmızı supergigens olmaq üçün İK diaqramı boyunca az qala üfüqi olaraq irəlilədikləri deməkdir. Daha aşağı kütləli ulduzlardan fərqli olaraq, qırmızı supergeytlər helyumdan daha ağır elementləri birləşdirəcək qədər böyükdürlər, buna görə bir müddət hidrogen və helium qabığı yandıqdan sonra atmosferləri planetar dumanlıq kimi söndürmürlər, nüvələrindəki daha ağır elementləri yandırmağa davam edirlər. yıxılana qədər. Ağ cırtdan meydana gətirmək üçün kifayət qədər kütlə itirə bilməzlər, buna görə ümumiyyətlə nüvənin çökməsi fövqəlnova partlayışından sonra neytron ulduzu və ya qara dəlik qalığı qoyacaqlar.

Ulduzlar təxminən 40 M-dən daha böyükdür qırmızı fövqəlgücə çevrilə bilmir. Çox sürətlə yandıqları və xarici təbəqələrini çox tez itirdikləri üçün daha isti ulduz olmaq üçün geri dönmədən əvvəl mavi fövqəladə mərhələyə və ya bəlkə də sarı hiperjiyana çatırlar. Ən böyük ulduzlar, təxminən 100 M-dən yuxarı , O əsas ardıcıllıq ulduzları mövqelərindən heç bir yerdə çətinliklə hərəkət et. Bunlar o qədər təsirli bir şəkildə konvekt edirlər ki, hidrogenləri səthdən nüvəyə qədər qarışdırırlar. Hidrojeni demək olar ki, bütün ulduz boyu tükənənə qədər birləşdirməyə davam edirlər, sonra da eyni dərəcədə isti və parlaq ulduzların bir sıra mərhələlərində sürətlə inkişaf edirlər: supergigantlar, əyri ulduzlar, WNh-, WN- və ehtimal ki WC- və ya WO tipli ulduzlar . Onların fövqəlnova kimi partlaması gözlənilir, lakin bu baş vermədən əvvəl nə qədər inkişaf etdikləri məlum deyil. Hələ də öz nüvələrində hidrogen yandıran bu supergigantların mövcudluğu, supergiantın biraz daha mürəkkəb bir tərifini tələb edə bilər: Füzyon məhsulları yığılması səbəbiylə böyüklüyü və parlaqlığı artmış, lakin bir az hidrogen qalan böyük bir ulduz. [24]

Kainatdakı ilk ulduzların müasir kainatdakı ulduzlardan xeyli parlaq və daha kütləvi olduğu düşünülür. Ulduzların III nəzəriyyəli populyasiyasının bir hissəsi, varlıqlarının kvazarlarda hidrogen və helyumdan başqa elementlərin müşahidələrini izah etmək üçün lazımdır. Günümüzdə bilinən hər hansı bir nəhəngdən daha böyük və daha parlaq, quruluşları azalmış konveksiya və daha az kütlə itkisi ilə tamamilə fərqli idi. Çox qısa ömürlərinin şiddətli fotodinteqrasiya və ya cüt qeyri-sabitlik supernovaları ilə sona çatması ehtimalı böyükdür.

II tip supernova əcdadlarının əksəriyyətinin qırmızı supergigant olduğu düşünülür, daha az yayılmış Ib / c supernovası isə daha çox hidrogen atmosferini itirmiş daha isti Wolf-Rayet ulduzları tərəfindən istehsal olunur. [25] Demək olar ki, tərifə görə, supergigents həyatlarını şiddətlə bitirmək qismətindədir. Helyumdan daha ağır elementləri birləşdirməyə başlamaq üçün kifayət qədər böyük olan ulduzların, fəlakətli nüvənin dağılmasının qarşısını almaq üçün kifayət qədər kütlə itirmək üçün bir yolu olmadığı görünür, baxmayaraq ki, bəziləri, demək olar ki, iz qoymadan, öz mərkəzi qara deliklərinə çökə bilər.

Qırmızı supergigantların istər-istəməz dəmir nüvəyə qədər inkişaf edib daha sonra partladığını göstərən sadə "soğan" modellərinin çox sadə olduğu göstərilmişdir. Qeyri-adi tip II Supernova 1987A-nın əcdadı mavi bir superqian idi [26], ömrünün qırmızı fövqəladə mərhələsindən keçdiyini düşünürdü və bunun artıq müstəsna bir vəziyyətdən uzaq olduğu bilinir. İndi çox tədqiqat mavi supergigentslərin bir supernova kimi necə partlaya biləcəyinə və qırmızı supergigents yenidən isti süper supergenc olmaq üçün sağ qala biləcəyinə yönəldilmişdir. [27]

Supergians nadir və qısa ömürlü ulduzlardır, lakin yüksək parlaqlığı, göydəki bəzi parlaq ulduzlar da daxil olmaqla çox sayda çılpaq göz nümunəsi olduğunu göstərir. Rigel, Orion bürcünün ən parlaq ulduzu tipik bir mavi-ağ fövqəlgüc Deneb, Cygnus'un ən parlaq ulduzu, ağ fövqəlgüc Delta Cephei, məşhur prototip Cepheid dəyişənidir, sarı bir fövqəladə və Betelgeuse, Antares və UY Scuti qırmızı fövqəldəmlərdir. μ Cephei, çılpaq gözlə görünən ən qırmızı ulduzlardan biridir və qalaktikadakı ən böyük ulduzlardan biridir. Rho Cassiopeiae, dəyişkən, sarı bir hiperjiant, ən parlaq çılpaq gözlü ulduzlardan biridir.


1 Cavab 1

Qisa cavab yox: qırmızı nəhənglərlə qırmızı supergigantlar arasında razılaşdırılmış nəzəri bir fərq yoxdur.

Qarışıqlığın mənbəyi qırmızı nəhəng budağın (RGB) nəzəri bir konsepsiya olmasıdır, lakin Yerkes spektral təsnifatı qırmızı nəhəngi də müşahidə olaraq müəyyənləşdirir. Beləliklə, astronomlar qırmızı nəhənglərdən bəhs etdikdə, bunun nəzərdə tutulduğu mütləq aydın deyil. Ulduz modellərini hesablayan elm adamları, yəqin ki, helium nüvəsinin ətrafındakı bir qabıqda hidrogen yandıran ulduzlardan, əslində ulduz işığını ölçən elm adamları yəqin ki, rəng və parlaqlıq üçün müəyyən meyarlara cavab verən ulduzlardan bəhs edirlər. Spektral təsnifat qırmızı superqantları müəyyənləşdirir, lakin RGB üçün olduğu kimi uyğun bir nəzəri "qırmızı supergiant qol" yoxdur.

Beləliklə, qırmızı nəhənglərdən fərqli olaraq, qırmızı supergians sadəcə parlaq, qırmızı ulduzlardır. Elə olur ki, eyni təkamül vəziyyətində ola bilərlər, ancaq irəliləmələri də mümkündür. Məsələn, helyum nüvədə karbon halına gətirilərkən, kütləvi ulduzların əksəriyyəti qırmızı superqigant kimi görünəcəkdir.


Xüsusiyyətlər

Tipik HR diaqramındakı ulduzların əksəriyyəti əsas ardıcıllıq əyrisi boyunca uzanır. Bu xətt həm spektral tipin həm də parlaqlığın yalnız bir ulduz kütləsindən, ən azı sıfır sıralı yaxınlaşmadan asılı olduğu üçün səslənir, çünki hidrogen hidrogenini özündə birləşdirir - və demək olar ki, bütün ulduzlar bunun çox hissəsini sərf edirlər " aktiv "edir. [18]

Bir ulduzun temperaturu, spektral tipini fotosferindəki plazmanın fiziki xüsusiyyətlərinə təsiri ilə təyin edir. Bir ulduzun dalğa uzunluğunun bir funksiyası kimi enerji emissiyasına həm istiliyi, həm də tərkibi təsir göstərir. Bu enerji paylanmasının əsas göstəricisi rəng indeksi ilə verilir, BV, ulduzun böyüklüyünü mavi ilə ölçən (B) və yaşıl-sarı (V) filtrlər vasitəsi ilə işıq. [qeyd 1] Bu böyüklük fərqi bir ulduz istiliyinin ölçüsünü təmin edir.


Sürətlə yaşayın və gənc ölün

Uzun müddətdir ki, Günəşin kütləsinin onda birindən az olan bir top qaz qazının nüvəsindəki birləşmə reaktorunu işıqlandıra bilməyəcəyi məlum idi. Bir dəfə açıldıqda daha böyük ulduzlar daha parlaq yanır. Kaliforniya əyalətindən, Santa Cruz'dan StanWoosley, Sunwill-dən 100 qat daha böyük bir ulduzun bir milyon dəfə daha parlaq olacağını söylədi.

Ancaq bu böyük ulduzlar nüvə yanacaqlarını daha tez yandırırlar. 100 günəşdən daha böyük ulduzlar yalnız 3 milyon il yaşayacaq - 10 milyard il yaşayacağı gözlənilən Günəşimizə nisbətən. Bu səbəbdən nəhəng bir ulduza nəzər salmaq üçün yalnız böyük bir dəstəyə deyil, həm də bir gəncə də baxmaq lazımdır.

Xoşbəxtlikdən, TheArches klasterinin yaşı 2 ilə 2,5 milyon arasındadır. Hubble'ın kəskin gözü ilə Figer, 2 ilə 130 günəş kütləsi arasında bir ulduz tapdı.

"We expected to find 20 to 30 stars with masses between130 and 1,000 solar masses," Figer said. "But we found none. If theycould have formed, we would have seen them."

If the prediction had been smaller - say, one or twobehemoth stars - then Figer could explain their absence as just bad luck. But this big of a drop-off can only beexplained by a physical barrier to more massive stars.


3 Cavablar 3

To accurately answer your question, you might need to use a stellar evolution code, either doing your own modeling or looking up existing data tables. I'd recommend the MESA code for the former approach, and the Geneva grids for the latter (see Eggenberger et al. (2008) for details). Numerical simulations are excellent, and as the results are often available to the public, you can get some nice results with a bit of effort.

That said, simply using these doesn't tell you anything about the population as a whole - in other words, how the masses of stars are distributed. This can be computed easily using an initial mass function, or IMF. An IMF is something of the form $xi(m)Delta m$, which tells you how many stars were born with masses between $m$ and $m+Delta m$. 1 This is usually in the form of a power law, i.e. $xi(m)Delta m=xi_0m^<-a>Delta m$ where $m$ is in solar masses and $xi_0$ is a constant. Essentially, if you want to find out the number of stars which have masses between $m_1$ and $m_2$, you integrate: $N(m_1,m_2)=xi_0int_^m^<-a>dm$ where $xi_0$ is a normalization constant such that $N(m_1,m_2)=N$ for a sample of $N$ stars. A common IMF is the Kroupa IMF, represented as a broken power law - in other words, $a$ is different for different mass ranges. This is really the answer to your question, if you're talking about the likelihood of finding a star in a given mass range.

I've written some code for this answer (see on Github) that generates a few plots. The first one is the Kroupa IMF, for a sample where $N=100$:

Here is the cumulative distribution function, the number of stars of mass less than $m$:

However, stars are born and die at different rates. We can divide up their lifetimes into four stages:

  1. Pre-main sequence evolution 2
  2. Main sequence evolution
  3. Post-main sequence evolution
  4. Stellar remnant

If you want to find the time it takes a star to pass through each phase, you can use some simple analytical approximations. We can estimate timescales for pre-main sequence evolution ($ au_< ext>$) and main sequence evolution ($ au_< ext>$). These give the amount of time a star spends in a stage as a function of its initial mass: $ au_< ext>=10^7left(frac> ight) ^<-2.5> ext< years>, quad au_< ext>=10^<10>left(frac> ight)^<-2.5> ext< years>$ The second exponent is often picked between $-2.5$ and $-3$ I've chosen $-2.5$ as a conservative estimate. Then, seeing that $ au_< ext>ll au_< ext>$, we can see that at time $t$ stars of a given minimum mass won't have reached the main sequence yet, and stars of a given maximum mass will have already evolved off of it. Therefore, the total number of main sequence stars at a time $t$ is $N_< ext>(t)=xi_0int_<>>^<>>m^<-a>dm$ where $m_< ext>(t)=left(frac<10^7 ext< yrs>> ight)^<-2/5>,quad m_< ext>(t)=left(frac<10^<10> ext< yrs>> ight)^<-2/5>$ I've used these to create plots of the number of stars on the pre-main sequence, main sequence, and post-main sequence tracks over 100 billion years. Notice that even after 100 billion years, many of the stars still have not left the main sequence they're low-mass red dwarfs.

The answer to your second question - can stars be found in the black regions - is, essentially, a yes. All of the H-R diagrams here show the two large areas above the main sequence populated by giants and supergiants, but stars evolve back and forth along that area. For instance, a star may change from being a red supergiant to a blue supergiant (or vice versa), often including periods of violent activity. The evolved stars above the main sequence fall in a number of places.

You're not likely to see quite as many stars below the main sequence - the notable exception being white dwarfs - but some stars, called subdwarfs, do lie in that area. However, they're usually closer to the main sequence than to the white dwarfs. I don't think any are clearly visible on the H-R diagrams above, but they do exist. Kapteyn's star is a good example of a fairly cool subdwarf.

If you want to get a better idea of which gaps are filled and which ones aren't, you can try looking at a star catalogue. Gaia recently released a slew of new data this spring, and you should be able to determine temperature and luminosity for many stars. Assuming you can query that (or another) database, perhaps you can find some stars in unusual places.

1 Bear in mind that a star may lose mass during the course of its lifetime, often through stellar winds (or, in a select few cases, violent eruptions).
2 You've heard of a protostar a protostar is a pre-main sequence star that is still enshrouded by material from the molecular cloud that formed it, and is likely not visible.


Meteorites, Comets, and Planets

1.20.2.4 Solar Mass Stars and Heating of the Inner Disk

Solar mass stars are thought to accrete rapidly. The pre-main-sequence solar mass protostar probably forms from collapse of a portion of a molecular cloud onto a “cloud core” in something like 10 5 yr ( Hartmann, 2000 ). Strong outflows and jets are sometimes observable. Within a few hundred thousand years such protostars have developed into class I young stellar objects, as can be seen in the Orion nebula. These objects already have disks and are called proplyds. Remaining material from the cloud will accrete onto both the disk and onto the star itself. The disk also accretes onto the star and, as it does so, astronomers can track the accretion rate from the radiation produced at the innermost margin of the disk. In general terms, the accretion rate shows a very rough decrease with age of the star. From this, it can be shown that the mass of material being accreted from the disk onto the star is about the same as the minimum mass solar nebula estimated for our solar system ( Hartmann, 2000 ).

This “minimum mass solar nebula” is defined to be the minimum amount of hydrogen–helium gas with dust, in bulk solar system proportions, that is needed in order to form our solar system's planets ( Hoyle, 1960 Weidenschilling, 1977a ). It is calculated by summing the assumed amount of metal (in the astronomical sense, i.e., elements heavier than hydrogen and helium) in all planets and adding enough hydrogen and helium to bring it up to solar composition. Usually, a value of 0.01 solar masses is taken to be the “minimum mass” ( Boss, 1990 ). The strongest constraint on the value is the abundance of heavy elements in Jupiter and Saturn. This is at least partially independent of the uncertainty of whether these elements are hosted in planetary cores. Such estimates for the minimum mass solar nebula indicate that the disk was at least a factor of 10 more massive than the total mass of the current planets. However, the mass may have been much higher and because of this the loss of metals during the planet-forming process sometimes is factored in. There certainly is no doubt that some solids were consumed by the protosun or ejected into interstellar space. This may well have included entire planets. Therefore, a range of estimates for the minimum mass of 0.01–0.1 solar masses can be found. The range reflects uncertainties that can include the bulk compositions of the gas and ice giant planets ( Boss, 2002 ), and the amount of mass loss from, for example, the asteroid belt ( Chambers and Wetherill, 2001 ).

Some very young stars show enormous rapid changes in luminosity with time. These are called FU Orionis objects. They are young Sun-like stars that probably are temporarily accreting material at rapid rates from their surrounding disks of gas and dust they might be consuming planets, for example ( Murray and Chaboyer, 2001 ). Over a year to a decade, they brighten by a hundred times, then stay bright for a century or so before fading again ( Hartmann and Kenyon, 1996 ). A protostar may go through this sequence many times before the accretion disk and surrounding cloud are dispersed. Radiation from the star on to the disk during this intense stage of activity could be partially responsible for volatile depletions in the inner solar system ( Bell və s., 2000 ), but the relative importance of this versus other heating processes has not been evaluated. Nor is it known if our Sun experienced such dramatic behavior.

T-Tauri stars also are pre-main-sequence stars. They are a few times 10 5 yr to a few million years in age and the T-Tauri effect appears to develop after the stages described above. They have many of the characteristics of our Sun but are much brighter. Some have outflows and produce strong stellar winds. Many have disks. The T-Tauri effect itself is poorly understood. It has long been argued that this is an early phase of heating of the inner portions of the disk. However, such disks are generally thought to have inclined surfaces that dip in toward the star ( Chiang and Goldreich, 1997 , 1999 ). It is these surfaces that receive direct radiation from the star and produce the infrared excess observed from the dust. The T-Tauri stage may last a few million years. Because it heats the disk surface it may not have any great effect on the composition of the gas and dust in the accretionary midplane of the disk, where planetesimal accretion is dominant.

Heating of inner solar system material in the midplane of the disk olacaq be produced from compressional effects. The thermal effects can be calculated for material in the disk being swept into an increasingly dense region during migration toward the Sun during the early stages of disk development. Boss (1990) included compressional heating and grain opacity in his modeling and showed that temperatures in excess of 1,500 K could be expected in the terrestrial planet-forming region. The main heating takes place at the midplane, because that is where most of the mass is concentrated. The surface of the disk is much cooler. More recent modeling includes the detailed studies by Nelson və s. (1998 , 2000) , which provide a very similar overall picture. Of course, if the material is being swept into the Sun, one has to ask how much of the gas and dust would be retained from this portion of the disk. This process would certainly be very early. The timescales for subsequent cooling at 1 AU would have been very short (10 5 yr). Boss (1990) , Cassen (2001 ), and Chiang və s. (2001) have independently modeled the thermal evolution of such a disk and conclude that in the midplane, where planetesimals are likely to accrete, temperatures will drop rapidly. Even at 1 AU, temperatures will be ∼300 K after only 10 5 yr ( Chiang və s., 2001 ). Most of the dust settles to the midplane and accretes to form planetesimals over these same short timescales ( Hayashi və s., 1985 Lissauer, 1987 Weidenschilling, 2000 ) the major portion of the solid material may not be heated externally strongly after 10 5 yr.

Pre-main-sequence solar mass stars can be vastly (10 4 times) more energetic in terms of X-ray emissions from solar flare activity in their earliest stages compared with the most energetic flare activity of the present Sun ( Feigelson və s., 2002a ). With careful sampling of large populations of young solar mass stars in the Orion nebula it appears that this is the normal behavior of stars like our Sun. This energetic solar flare activity is very important in the first million years or so, then decreases ( Feigelson və s., 2002a ). From this it has been concluded that the early Sun had a 10 5 -fold enhancement in energetic protons which may have contributed to short-lived nuclides ( Lee və s., 1998 McKeegan və s., 2000 Gounelle və s., 2001 Feigelson və s., 2002b Leya və s., 2003 ).

Outflows, jets, and X-winds may produce a flux of material that is scattered across the disk from the star itself or the inner regions of the disk ( Shu və s., 1997 ). The region between the outflows and jets and the disk may be subject to strong magnetic fields that focus the flow of incoming material from the disk as it is being accreted onto the star and then project it back across the disk. These “X-winds” then produce a conveyor belt that cycle material through a zone where it is vaporized before being condensed and dispersed as grains of high-temperature condensates across the disk. If material from areas close to the Sun is scattered across the disk as proposed by Shu və s. (1997) it could provide a source for early heated and volatile depleted objects such as calcium-, aluminum-rich refractory inclusions (CAIs) and chondrules, as well as short-lived nuclides, regardless of any direct heating of the disk at 1 AU.

Therefore, from all of the recent examples of modeling and observations of circumstellar disks a number of mechanisms can be considered that might contribute to very early heating and depletion of moderately volatile elements at 1 AU. However, some of these are localized processes and the timescales for heating are expected to be short in the midplane.

It is unclear to what extent one can relate the geochemical evidence of extreme volatile depletion in the inner solar system ( Figure 2 ) to these observations of processes active in other disks. It has been argued that the condensation of iron grains would act as a thermostat, controlling temperatures and evening out gradients within the inner regions of the solar nebula ( Wood and Morfill, 1988 Boss, 1990 Wood, 2000 ). Yet the depletion in moderately volatile elements between different planetary objects is highly variable and does not even vary systematically with heliocentric distance ( Palme, 2000 ). The most striking example of this is the Earth and Moon, which have very different budgets of moderately volatile elements. Yet they are at the same heliocentric distance and appear to have originated from an identical mix of solar system materials as judged from their oxygen isotopic composition ( Figure 3 ) ( Clayton and Mayeda, 1975 Wiechert və s., 2001 ). Oxygen isotopic compositions are highly heterogeneous among inner solar system objects ( Clayton və s., 1973 Clayton, 1986 , 1993 see Chapter 1.06 ). Therefore, the close agreement in oxygen isotopic composition between the Earth and Moon ( Clayton and Mayeda, 1975 ), recently demonstrated to persist to extremely high precision ( Figure 3 ), is a striking finding that provides good evidence that the Earth and Moon were formed from material of similar origin and presumably similar composition ( Wiechert və s., 2001 ). The very fact that chondritic materials are not as heavily depleted in moderately volatile elements as the Earth and Moon provides evidence that other mechanisms of volatile loss must exist. Even the enstatite chondrites, with exactly the same oxygen isotopic composition as the Earth and Moon, are not as depleted in moderately volatile alkali elements ( Newsom, 1995 ). The geochemical constraints on the origins of the components that formed the Earth are discussed below. But first it is necessary to review some of the history of the theories about how the Earth's chemical constituents were first incorporated into planetary building material.

Figure 3 . The oxygen isotopic compositions of the Earth and Moon are identical to extremely high precision and well resolved from the compositions of meteorites thought to come from Mars and Asteroid 4 Vesta (sources Wiechert və s., 2001 , 2003 ).


Radiation

The energy produced by stars, as a by-product of nuclear fusion, radiates into space as both electromagnetic radiation and particle radiation . The particle radiation emitted by a star is manifested as the stellar wind [ 118 ] (which exists as a steady stream of electrically charged particles, such as free protons , alpha particles , and beta particles , emanating from the star’s outer layers) and as a steady stream of neutrinos emanating from the star’s core.

The production of energy at the core is the reason why stars shine so brightly: every time two or more atomic nuclei of one element fuse together to form an atomic nucleus of a new heavier element, gamma ray photons are released from the nuclear fusion reaction. This energy is converted to other forms of electromagnetic energy , including visible light , by the time it reaches the star’s outer layers.

The color of a star, as determined by the peak frequency of the visible light, depends on the temperature of the star’s outer layers, including its photosphere . [ 119 ] Besides visible light, stars also emit forms of electromagnetic radiation that are invisible to the human eye . In fact, stellar electromagnetic radiation spans the entire electromagnetic spectrum , from the longest wavelengths of radio waves and infrared to the shortest wavelengths of ultraviolet , X-rays , and gamma rays. All components of stellar electromagnetic radiation, both visible and invisible, are typically significant.

Using the stellar spectrum , astronomers can also determine the surface temperature, surface gravity , metallicity and rotational velocity of a star. If the distance of the star is known, such as by measuring the parallax, then the luminosity of the star can be derived. The mass, radius, surface gravity, and rotation period can then be estimated based on stellar models. (Mass can be measured directly for stars in binary systems . The technique of gravitational microlensing will also yield the mass of a star. [ 120 ] ) With these parameters, astronomers can also estimate the age of the star. [ 121 ]

Luminosity

In astronomy, luminosity is the amount of light , and other forms of radiant energy , a star radiates per unit of time . The luminosity of a star is determined by the radius and the surface temperature. However, many stars do not radiate a uniform flux —the amount of energy radiated per unit area—across their entire surface. The rapidly rotating star Vega , for example, has a higher energy flux at its poles than along its equator . [ 122 ]

Surface patches with a lower temperature and luminosity than average are known as starspots . Small, dwarf stars such as the Sun generally have essentially featureless disks with only small starspots. Larger, giant stars have much bigger, much more obvious starspots, [ 123 ] and they also exhibit strong stellar limb darkening . That is, the brightness decreases towards the edge of the stellar disk. [ 124 ] Red dwarf flare stars such as UV Ceti may also possess prominent starspot features. [ 125 ]

Magnitude

The apparent brightness of a star is measured by its apparent magnitude , which is the brightness of a star with respect to the star’s luminosity, distance from Earth, and the altering of the star’s light as it passes through Earth’s atmosphere. Intrinsic or absolute magnitude is directly related to a star’s luminosity and is what the apparent magnitude a star would be if the distance between the Earth and the star were 10 parsecs (32.6 light-years).

Number of stars brighter than magnitude
Apparent
magnitude
Number
of Stars [ 126 ]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1,602
6 4,800
7 14,000

Both the apparent and absolute magnitude scales are logarithmic units : one whole number difference in magnitude is equal to a brightness variation of about 2.5 times [ 127 ] (the 5th root of 100 or approximately 2.512). This means that a first magnitude (+1.00) star is about 2.5 times brighter than a second magnitude (+2.00) star, and approximately 100 times brighter than a sixth magnitude (+6.00) star. The faintest stars visible to the naked eye under good seeing conditions are about magnitude +6.

On both apparent and absolute magnitude scales, the smaller the magnitude number, the brighter the star the larger the magnitude number, the fainter. The brightest stars, on either scale, have negative magnitude numbers. The variation in brightness (ΔL) between two stars is calculated by subtracting the magnitude number of the brighter star (mb) from the magnitude number of the fainter star (mf), then using the difference as an exponent for the base number 2.512 that is to say:

Δm = mfmb 2.512 Δm = ΔL

Relative to both luminosity and distance from Earth, absolute magnitude (M) and apparent magnitude (m) are not equivalent for an individual star [ 127 ] for example, the bright star Sirius has an apparent magnitude of −1.44, but it has an absolute magnitude of +1.41.

The Sun has an apparent magnitude of −26.7, but its absolute magnitude is only +4.83. Sirius, the brightest star in the night sky as seen from Earth, is approximately 23 times more luminous than the Sun, while Canopus , the second brightest star in the night sky with an absolute magnitude of −5.53, is approximately 14,000 times more luminous than the Sun. Despite Canopus being vastly more luminous than Sirius, however, Sirius appears brighter than Canopus. This is because Sirius is merely 8.6 light-years from the Earth, while Canopus is much farther away at a distance of 310 light-years.

As of 2006, the star with the highest known absolute magnitude is LBV 1806-20 , with a magnitude of −14.2. This star is at least 5,000,000 times more luminous than the Sun. [ 128 ] The least luminous stars that are currently known are located in the NGC 6397 cluster. The faintest red dwarfs in the cluster were magnitude 26, while a 28th magnitude white dwarf was also discovered. These faint stars are so dim that their light is as bright as a birthday candle on the Moon when viewed from the Earth. [ 129 ]


Star Types: Black Dwarf Stars

Okay, let us be very clear at the very beginning. THEY DON’T EXIST or at least no one has ever found one so far. They are completely theoretical. Astronomers say that when White Dwarf Stars radiate off all their heat, they will eventually become Black Dwarf Stars. The only problem is that no one knows when that will happen and it is estimated that a White Dwarf will take enormously long time – longer than the current age of our universe (that is 13.5 billion years). So, by that time, neither will our Sun exists and nor will anyone be around to witness a Black Dwarf Star.

However, there are a few things to consider. Let’s take a look:

  • Cosmic Background Radiation: Theoretically, White Dwarf Stars will eventually cool down to the temperature that is close to or equal to the Cosmic Background Radiation. At that point, Black Dwarf Stars cannot be seen but their existence can be understood because they will have mass and hence, gravitation. The problem is that cooling down to that temperature will take trillions of years and by then, the Cosmic Background will have itself cooled down even further because of continuous expansion of the universe. So, for a White Dwarf to cool down to such an extent will take even more time. It will more or less become an endless cycle.
  • Surrounding Interactions: White Dwarf Stars travel through space and in the process, they happen to interact with various other celestial objects such as interstellar dust, other White Dwarfs etc. All these interactions culminate into an increased temperature of the White Dwarf Stars and hence, longer cooling time.
  • Proton Decay: There is an awful lot of debate going on around this. Some say that proton decay is real and happens over billions of years of time while some other simply choose not to accept the theory. There is no experimental evidence in support. However, the Grand Unified Theory says that proton decay happens. If proton decay is real, there is a release of heat. Proton decay will take place in White Dwarf Stars as well and over billions of years, will increase the temperature of the White Dwarf Stars. This will eventually result in slowing down of the cooling process and hence, even greater time for formation of Black Dwarf Stars.
  • Dark Matter: Often the elusive Dark Matter is also brought in by some experts who say that White Dwarf Stars do not only interact with Dark Matter but also contain Dark Matter. Interaction with Dark Matter should warm up the White Dwarf Stars and hence, slowing down their cooling process.

So, with all these factors taken account of, it is not likely to see the formation of Black Dwarf anytime soon. Even if these factors are all eliminated, it will take at least 1,000,000,000,000 years for a White Dwarf to turn into a Black Dwarf. Well… we need an immortality pill, quickly!

Okay, we are not done yet! There are Giant stars, Supergiant stars, Hypergiant stars, Wolf-Rayet stars and more. We will cover them gradually in upcoming articles.


Videoya baxın: Ne Kadar Küçük Olduğumuzun Kanıtı - BU VİDEOYU ÖLMEDEN İZLEYİN! (Sentyabr 2021).