استفاده از بخش بسیار آسان است. کافیست کلمه مورد نظر را در فیلد ارائه شده وارد کنید تا لیستی از معانی آن را در اختیار شما قرار دهیم. می خواهم توجه داشته باشم که سایت ما داده ها را از منابع مختلف - فرهنگ لغت های دایره المعارفی، توضیحی، واژه سازی ارائه می دهد. در اینجا می توانید نمونه هایی از کاربرد کلمه ای که وارد کرده اید را نیز مشاهده کنید.

"توالی اصلی" به چه معناست؟

فرهنگ لغت دایره المعارف، 1998

دنباله اصلی

دنباله اصلی نمودار هرتسسپرونگ-راسل نوار باریکی روی این نمودار است که اکثریت قریب به اتفاق ستارگان در آن قرار دارند. نمودار را به صورت مورب (از درخشندگی و درجه حرارت بالا به پایین) عبور می دهد. ستاره های دنباله اصلی (به ویژه خورشید شامل آنها می شود) منبع انرژی یکسانی دارند - واکنش های گرما هسته ای چرخه هیدروژن. ستارگان تقریباً 90 درصد از تکامل ستارگان در دنباله اصلی هستند. این امر غلظت غالب ستارگان را در ناحیه دنباله اصلی توضیح می دهد.

ویکیپدیا

دنباله اصلی

دنباله اصلی- ناحیه ای در نمودار هرتسسپرونگ-راسل حاوی ستارگانی که منبع انرژی آنها واکنش گرما هسته ای همجوشی هلیوم از هیدروژن است.

دنباله اصلی در مجاورت مورب نمودار هرتسسپرونگ-راسل قرار دارد و از گوشه سمت چپ بالا (درخشندگی زیاد، انواع طیفی اولیه) به گوشه سمت راست پایین نمودار می رود. ستاره های دنباله اصلی منبع انرژی یکسانی دارند ("سوزاندن" هیدروژن، در درجه اول چرخه CNO)، و بنابراین درخشندگی و دمای آنها با جرم آنها تعیین می شود:

درخشندگی کجاست Lو جرم مبه ترتیب در واحدهای درخشندگی و جرم خورشید اندازه گیری می شود. بنابراین، ابتدای قسمت چپ دنباله اصلی با ستارگان آبی با جرم ~50 خورشیدی و انتهای سمت راست با کوتوله های قرمز با جرم ~0.0767 خورشیدی نشان داده می شود.

وجود دنباله اصلی به این دلیل است که مرحله سوختن هیدروژن 90٪ از زمان تکاملی بیشتر ستارگان را تشکیل می دهد: سوزاندن هیدروژن در مناطق مرکزی ستاره منجر به تشکیل یک هسته هلیوم همدما می شود. انتقال به مرحله غول سرخ و خروج ستاره از سکانس اصلی. تکامل نسبتاً کوتاه غول‌های قرمز، بسته به جرم آنها، منجر به تشکیل کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی یا سیاه‌چاله‌ها می‌شود.

بخش دنباله اصلی خوشه های ستاره ای نشانگر سن آنها است: از آنجایی که سرعت تکامل ستارگان متناسب با جرم آنها است، پس برای خوشه ها یک نقطه شکست "چپ" دنباله اصلی در ناحیه درخشندگی زیاد وجود دارد. و طبقات طیفی اولیه، بسته به سن خوشه، از آنجایی که ستارگان با جرم بیش از حد معین، تعیین شده توسط سن خوشه، دنباله اصلی را ترک کردند. طول عمر یک ستاره در دنباله اصلی $\tau_(\rm MS)$ بسته به جرم اولیه ستاره مدر رابطه با جرم امروزی خورشید $\begin(smallmatrix)M_(\bigodot)\end(smallmatrix)$ را می توان با استفاده از فرمول تجربی تخمین زد:

$$\begin(smallmatrix) \tau_(\rm MS)\ \approx \ 6\cdot\ 10^(9) \text(years) \cdot \left[ \frac(M_(\bigodot))(M) + \0.14 \راست]^(4) \end(smallmatrix)$$

دنباله اصلی، در نجوم، منطقه ای در نمودار راسل هرتسپارنگ که در آن بیشترین ستاره ها، از جمله خورشید، یافت می شود. از ستارگان داغ و درخشان در بالا سمت چپ تا ستارگان سرد و کم نور در سمت راست پایین به صورت مورب امتداد دارد... ... فرهنگ دانشنامه علمی و فنی

نمودارهای هرتسسپرونگ راسل، نوار باریکی روی این نمودار که اکثریت قریب به اتفاق ستارگان در آن قرار دارند. نمودار را به صورت مورب (از درخشندگی و درجه حرارت بالا به پایین) عبور می دهد. ستاره های دنباله اصلی (به... ... فرهنگ لغت دایره المعارفی

مجموعه ای از ستارگان که از نظر فیزیکی شبیه به خورشید هستند و یک دنباله عملاً یک پارامتری را روی نمودار حالت تشکیل می دهند (نمودار هرتزسپرونگ-راسل (نمودار هرتسسپرونگ-راسل را ببینید). در امتداد G. p.w. نمودارها...... دایره المعارف بزرگ شوروی

نمودارهای هرتسسپرونگ-راسل، نوار باریکی روی این نمودار، که اکثریت قریب به اتفاق ستارگان در آن قرار دارند. نمودار را به صورت مورب (از درخشندگی زیاد به کم و دمای p) عبور می دهد. ستارگان G. (اینها به ویژه... ... علوم طبیعی. فرهنگ لغت دایره المعارفی

دنباله اصلی نمودار هرتسسپرونگ-راسل نوار باریکی روی این نمودار است که اکثریت قریب به اتفاق ستارگان در آن قرار دارند. نمودار را به صورت مورب (از درخشندگی و درجه حرارت بالا به پایین) عبور می دهد. ستاره ها… … فرهنگ لغت دایره المعارفی بزرگ

دنباله اصلی نمودار هرتسپرونگ-راسل- نمودار رابطه بین درخشندگی و دمای ستارگان (کلاس طیفی یا شاخص رنگ برخی از ویژگی های عینی ستارگان) را بیان می کند، بر روی آن ستارگان با خواص فیزیکی مشابه مناطق جداگانه ای را اشغال می کنند: اصلی ... ... آغاز علوم طبیعی مدرن

مجموعه ای از ستارگان که از نظر فیزیکی شبیه به خورشید هستند و یک دنباله منفرد را در نمودار طیف درخشندگی تشکیل می دهند (نگاه کنید به نمودار هرتزسپرونگ-راسل) که در آنها با کاهش دمای سطح، جرم و... فرهنگ لغت نجومی

دنباله اعمال میانی- منطق اقدامات شخص ثالث به منظور حل تعارض بین فردی. این شامل 17 مرحله اساسی است. 1. سعی کنید با تجزیه و تحلیل اطلاعاتی که در اختیار داریم، تصویری کلی از تعارض ارائه دهید و در اصل آن نفوذ کنید. تخمین زدن… …

دنباله ای از خود حل تعارض- منطق اقدامات انجام شده توسط یک حریف توانمندتر از نظر روانی برای پایان دادن به تعارض بین فردی. این شامل 17 مرحله اساسی است. 1. مبارزه با حریف خود را متوقف کنید. بدانید که از طریق درگیری، محافظت از خود ممکن نخواهد بود... فرهنگ دایره المعارف روانشناسی و آموزش

- ... ویکیپدیا

کتاب ها

• کتاب مقدس کتابهای کتاب مقدس عهد عتیق و جدید،. کتاب اصلی بشریت! فهرست خوانش های انجیل و حواری کلیسا. ترتیب وقایع به روایت چهار بشارت...
• تعطیلات به زبان روسی، ماکسیم سیرنیکوف. ویژگی اصلی تعطیلات روسی توالی سخت، ساختار، نظم، ترکیبی از روشنایی و نیم تنه، غم و شادی زیاد، روزه ناگزیر است.

ساختار خورشید

ما نمی‌توانیم مستقیماً به درون خورشید نگاه کنیم، بنابراین فقط بر اساس تحلیل نظری، با استفاده از کلی‌ترین قوانین فیزیک و ویژگی‌های خورشید مانند جرم، شعاع، درخشندگی، ایده‌ای از ساختار درونی آن به دست می‌آوریم.

خورشید منبسط یا منقبض نمی شود، بلکه در تعادل هیدرواستاتیکی است، زیرا نیروی گرانش، که تمایل به فشرده سازی خورشید را دارد، توسط نیروی فشار گاز از داخل جلوگیری می کند.

محاسبات نشان می دهد که برای حفظ تعادل هیدرواستاتیکی، دما در مرکز خورشید باید تقریباً 15 10 6 K باشد. در فاصله 0.7 R، دما به حدود 10 6 K کاهش می یابد. چگالی ماده در مرکز خورشید حدود 1.5 10 5 kg/m 3 است که بیش از 100 برابر بیشتر از چگالی متوسط ​​آن است.

واکنش های گرما هسته ای در ناحیه مرکزی خورشید با شعاع تقریباً برابر با 0.3R رخ می دهد. این ناحیه هسته نامیده می شود. در خارج از هسته، دما برای انجام واکنش های گرما هسته ای کافی نیست.

انرژی آزاد شده در هسته خورشید به دو طریق به بیرون به سطح منتقل می شود: انتقال تابشی و انتقال همرفتی. در حالت اول، انرژی توسط تابش منتقل می شود. در دوم - در طی حرکات مکانیکی توده های گرم شده ماده.

انتقال انرژی تابشی در هسته تا فواصل (0.6-0.7) R از مرکز خورشید رخ می دهد، سپس انرژی توسط همرفت به سطح منتقل می شود. تجلی همرفت به شکل دانه بندی در فتوسفر مشاهده می شود. کل زمان لازم برای رسیدن انرژی آزاد شده در هسته به سطح خورشید حدود 10 میلیون سال است. بنابراین نور و گرمایی که زمین امروز ما را گرم و روشن می‌کند، ۱۰ میلیون سال پیش در واکنش‌های حرارتی هسته‌ای در مرکز خورشید تولید شد.

البته ستاره شناسان به دنبال راه هایی برای بررسی درون خورشید و آزمایش ایده های نظری در مورد ساختار آن هستند. در این مسیر فیزیکدانانی که ذرات بنیادی را مطالعه می کردند به کمک آنها آمدند. واقعیت این است که در طی واکنش های گرما هسته ای سنتز هلیوم از هیدروژن، همراه با آزاد شدن انرژی، تولد ذرات بنیادی - نوترینوها - رخ می دهد. برخلاف تشعشع، نوترینوها عملاً توسط ماده تأخیر ندارند. آنها که از اعماق خورشید سرچشمه می گیرند و با سرعتی نزدیک به سرعت نور پخش می شوند، در 2 ثانیه از سطح خورشید خارج می شوند و در 8 دقیقه به زمین می رسند. برای رصد نوترینوهای خورشیدی، تلسکوپ نوترینویی ویژه ای ساخته شد که طی سالها مشاهدات، شار نوترینوی مورد انتظار از خورشید را ثبت کرد. این مشاهدات در نهایت درستی مدل های نظری ما از ساختار خورشید به عنوان یک ستاره را تایید کرد. بنابراین، ما می توانیم به طور کامل از نتایج به دست آمده برای توسعه مدل های ستاره های دیگر استفاده کنیم. سایر ستارگان دنباله اصلی از نظر ساختار مشابه خورشید هستند.

غول های سرخ و ابرغول ها

ویژگی بارز این ستارگان عدم وجود واکنش های هسته ای در مرکز آن، با وجود دمای بالا است. واکنش های هسته ای در لایه های نازک در اطراف یک هسته مرکزی متراکم رخ می دهد. از آنجایی که دمای ستاره به سمت سطح کاهش می یابد، نوع خاصی از واکنش های گرما هسته ای در هر لایه رخ می دهد. در بیرونی ترین لایه های هسته، جایی که دما در حدود 15 10 6 K است، هلیوم از هیدروژن تشکیل می شود. در عمق بیشتر، جایی که دما بالاتر است، کربن از هلیوم تشکیل می شود. سپس از کربن - اکسیژن و در عمیق ترین لایه های ستارگان بسیار پرجرم، آهن در طی واکنش های گرما هسته ای تشکیل می شود. عناصر شیمیایی سنگین تری نمی توانند با آزاد شدن انرژی تشکیل شوند. برعکس، تشکیل آنها مستلزم صرف انرژی است. بنابراین، در غول‌های قرمز و ابرغول‌ها، منابع انرژی لایه‌ای تشکیل می‌شوند و بیشتر عناصر شیمیایی تا اتم‌های آهن تشکیل می‌شوند.

کوتوله های سفید

این ستارگان را کوتوله های سفید می نامیدند، زیرا ستارگان رنگ سفید برای اولین بار در میان آنها کشف شد و خیلی بعد - زرد و رنگ های دیگر. اندازه آنها کوچک است، فقط هزاران و ده ها هزار کیلومتر، یعنی با اندازه زمین قابل مقایسه است. اما جرم آنها به جرم خورشید نزدیک است و بنابراین چگالی متوسط ​​آنها صدها کیلوگرم بر سانتی متر مکعب است. نمونه ای از چنین ستاره ای ماهواره سیریوس است که معمولاً Sirius B نامیده می شود. این ستاره از کلاس طیفی A با دمای 9000 کلوین فقط 2.5 برابر قطر زمین و جرم آن برابر با خورشید است. که چگالی متوسط ​​بیش از 100 کیلوگرم بر سانتی متر مکعب است.

تپ اخترها و ستاره های نوترونی

در سال 1967، ستاره شناسان با استفاده از تلسکوپ های رادیویی، منابع رادیویی شگفت انگیزی را کشف کردند که پالس های دوره ای رادیویی را ساطع می کردند. به این اجسام تپ اختر می گویند. دوره های پالس تپ اخترها، که اکنون بیش از 400 مورد آن شناخته شده است، از چند ثانیه تا 0.001 ثانیه متغیر است. پایداری بالای تکرار پالس تعجب آور بود. بنابراین، اولین تپ اختر کشف شده، با نام PSR 1919، واقع در صورت فلکی نامحسوس Vulpecula، دارای دوره T = 1.33 730 110 168 ثانیه بود (شکل 16.3). پایداری بالای این دوره، که تنها زمانی که توسط ساعت‌های اتمی مدرن اندازه‌گیری می‌شد، در دسترس بود، در ابتدا ما را بر آن داشت که فرض کنیم اخترشناسان با سیگنال‌های ارسال شده توسط تمدن‌های فرازمینی سروکار دارند. در نهایت ثابت شد که پدیده تپش در نتیجه چرخش سریع ستاره های نوترونی به وجود می آید و دوره تکرار پالس برابر با دوره چرخش ستاره نوترونی است.

شعاع این ستارگان غیرمعمول حدود 10 کیلومتر و جرم آن قابل مقایسه با خورشید است. چگالی یک ستاره نوترونی فوق العاده و برابر با 2 10 17 کیلوگرم بر متر مکعب است. با چگالی ماده در هسته اتم ها قابل مقایسه است. در این چگالی، ماده ستاره از نوترون های متراکم تشکیل شده است. به همین دلیل، چنین ستاره هایی نامیده می شوند ستاره های نوترونی.

سیاه چاله ها

در پایان قرن 18. اخترشناس و ریاضیدان معروف پی لاپلاس (1749-1827) استدلال ساده ای بر اساس نظریه گرانش نیوتن ارائه کرد که امکان پیش بینی وجود اجرام غیرعادی به نام سیاهچاله ها را فراهم کرد. مشخص است که برای غلبه بر جاذبه یک جرم آسمانی با جرم M و شعاع R، به سرعت کیهانی دوم (پارابولیک) نیاز است. با سرعت کمتر، جسم تبدیل به ماهواره ای از جرم آسمانی می شود؛ در ν ≥ ν 2 برای همیشه از جرم آسمانی خارج می شود و هرگز به آن باز نمی گردد. خورشید ν 2 = 617 کیلومتر بر ثانیه. روی سطح یک ستاره نوترونی با جرمی برابر با جرم خورشید و شعاع حدود 10 کیلومتر، ν 2 = 170000 کیلومتر بر ثانیه و تنها حدود 0.6 سرعت نور است. همانطور که از فرمول مشخص است، با شعاع یک جرم آسمانی برابر با R = 2GM/c 2، دومین سرعت کیهانی برابر با سرعت نور c = 300000 کیلومتر بر ثانیه خواهد بود. حتی در اندازه های کوچکتر، سرعت فرار دوم از سرعت نور تجاوز می کند. به همین دلیل، حتی نور نیز قادر نخواهد بود چنین جرم آسمانی را ترک کند و اطلاعاتی در مورد فرآیندهای رخ داده در سطح آن به ما، ناظران دور، ارائه دهد.

اگر چنین اجسامی در کیهان وجود داشته باشند، مانند سوراخ هایی هستند که همه چیز در آن می افتد و چیزی بیرون نمی آید. بنابراین، در ادبیات مدرن، نام سیاه چاله ها در پشت آنها ریشه دوانده است.

اکنون سیاهچاله ها در منظومه های ستاره ای دوتایی کشف شده اند. بنابراین، در صورت فلکی ماکیان یک منظومه دوتایی نزدیک وجود دارد، یکی از ستارگانی که نور مرئی ساطع می کند، یک ستاره معمولی با کلاس طیفی B است، دیگری یک ستاره کوچک نامرئی است که پرتوهای ایکس ساطع می کند و جرمی در حدود 10M دارد. این ستاره نامرئی سیاهچاله ای با ابعاد حدود 30 کیلومتر است. تشعشعات پرتو ایکس از خود سیاهچاله ساطع نمی شود، بلکه از دیسکی که تا چندین میلیون درجه حرارت داده شده و به دور سیاهچاله می چرخد، ساطع می شود. این دیسک از ماده ای تشکیل شده است که سیاهچاله با گرانش خود از ستاره درخشان بیرون می کشد (شکل XV روی درج رنگ).

ایده های نظری در مورد ساختار درونی ستارگان دنباله اصلی با مشاهدات مستقیم شارهای نوترینو از هسته خورشید تأیید شد.
سیاهچاله ها در برخی از منظومه های ستاره ای دوتایی کشف شده اند.

تکامل ستارگان: تولد، زندگی و مرگ ستارگان

ابرهای گاز و غبار در کهکشان راه شیری مشاهده می شود. برخی از آنها آنقدر متراکم هستند که تحت تأثیر گرانش خود شروع به کوچک شدن می کنند. با انقباض، چگالی و دمای ابر افزایش می یابد و شروع به انتشار فراوان در محدوده مادون قرمز طیف می کند. در این مرحله از فشرده سازی ابر نامیده می شود پیش ستاره. هنگامی که درجه حرارت در روده های یک پیش ستاره به چندین میلیون کلوین افزایش می یابد، واکنش های گرما هسته ای تبدیل هیدروژن به هلیوم در آنها آغاز می شود و پیش ستاره به یک ستاره دنباله اصلی معمولی تبدیل می شود. مدت زمان ماندن یک ستاره در دنباله اصلی با قدرت تابش (درخشندگی) ستاره و ذخایر انرژی هسته ای تعیین می شود.

پس از سوختن هیدروژن در درون ستاره، متورم می شود و بسته به جرم آن به یک غول قرمز یا ابرغول تبدیل می شود.

پوسته متورم ستاره ای با جرم کوچک در حال حاضر به طور ضعیفی توسط هسته آن جذب شده و به تدریج از آن دور می شود و یک سحابی سیاره ای را تشکیل می دهد (شکل X در قسمت رنگی). پس از اتلاف نهایی پوسته، تنها هسته داغ ستاره باقی می ماند - یک کوتوله سفید. آنچه از یک ستاره از نوع خورشید باقی خواهد ماند یک کوتوله سفید کربنی است.

تکامل ستارگان پرجرم با سرعت بیشتری رخ می دهد. در پایان عمر خود، چنین ستاره ای می تواند به عنوان یک ابرنواختر منفجر شود، و هسته آن، به شدت فشرده شده، به یک جسم فوق متراکم تبدیل می شود - یک ستاره نوترونی یا حتی یک سیاهچاله. پوسته پرتاب شده، غنی شده با هلیوم و سایر عناصر سنگین تشکیل شده در فضای داخلی ستاره، در فضا پراکنده شده و به عنوان ماده ای برای تشکیل نسل جدیدی از ستاره ها عمل می کند. به طور خاص، دلایلی وجود دارد که باور کنیم خورشید یک ستاره نسل دوم است.

ستاره ها می توانند بسیار متفاوت باشند: کوچک و بزرگ، روشن و نه خیلی روشن، پیر و جوان، گرم و "سرد"، سفید، آبی، زرد، قرمز و غیره.

نمودار هرتسسپرونگ-راسل به شما امکان می دهد طبقه بندی ستارگان را درک کنید.

رابطه بین قدر مطلق، درخشندگی، نوع طیفی و دمای سطح ستاره را نشان می دهد. ستارگان در این نمودار به طور تصادفی قرار نگرفته‌اند، بلکه مناطقی به وضوح قابل مشاهده را تشکیل می‌دهند.

بیشتر ستاره ها روی به اصطلاح هستند دنباله اصلی. وجود دنباله اصلی به این دلیل است که مرحله سوختن هیدروژن 90٪ از زمان تکاملی بیشتر ستارگان را تشکیل می دهد: سوزاندن هیدروژن در مناطق مرکزی ستاره منجر به تشکیل یک هسته هلیوم همدما می شود. انتقال به مرحله غول سرخ و خروج ستاره از سکانس اصلی. تکامل نسبتاً کوتاه غول‌های قرمز، بسته به جرم آنها، منجر به تشکیل کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی یا سیاه‌چاله‌ها می‌شود.

ستارگان در مراحل مختلف رشد تکاملی خود به ستارگان عادی، ستاره های کوتوله و ستارگان غول پیکر تقسیم می شوند.

ستارگان معمولی ستارگان دنباله اصلی هستند. اینها شامل خورشید ما می شود. گاهی اوقات ستارگان عادی مانند خورشید را کوتوله زرد می نامند.

کوتوله زرد

کوتوله زرد نوعی ستاره دنباله اصلی کوچک با جرمی بین 0.8 تا 1.2 جرم خورشید و دمای سطح 5000-6000 کلوین است.

طول عمر یک کوتوله زرد به طور متوسط ​​10 میلیارد سال است.

پس از سوختن کل ذخایر هیدروژن، اندازه ستاره چندین برابر می شود و به یک غول سرخ تبدیل می شود. نمونه ای از این نوع ستاره ها آلدباران است.

غول قرمز لایه های گاز بیرونی خود را به بیرون پرتاب می کند تا سحابی های سیاره ای را تشکیل دهد، در حالی که هسته به یک کوتوله سفید کوچک و متراکم فرو می ریزد.

غول قرمز یک ستاره بزرگ با رنگ مایل به قرمز یا نارنجی است. تشکیل چنین ستارگانی هم در مرحله تشکیل ستاره و هم در مراحل بعدی وجود آنها امکان پذیر است.

در مراحل اولیه، ستاره به دلیل انرژی گرانشی آزاد شده در طول فشرده سازی، تابش می کند، تا زمانی که فشرده سازی توسط واکنش گرما هسته ای که شروع شده متوقف شود.

در مراحل بعدی تکامل ستارگان، پس از سوختن هیدروژن در هسته آنها، ستارگان دنباله اصلی را ترک می کنند و به منطقه غول های قرمز و ابرغول های نمودار هرتسسپرونگ-راسل می روند: این مرحله تقریباً 10٪ طول می کشد. زمان حیات "فعال" ستارگان، یعنی مراحل تکامل آنها، که در طی آن واکنش های سنتز هسته در فضای داخلی ستاره رخ می دهد.

این ستاره غول پیکر دمای سطحی نسبتاً کمی دارد، حدود 5000 درجه. شعاع عظیمی که به 800 خورشیدی می رسد و به دلیل چنین اندازه های بزرگ، درخشندگی بسیار زیاد است. حداکثر تابش در نواحی قرمز و مادون قرمز طیف رخ می دهد، به همین دلیل است که آنها را غول قرمز می نامند.

بزرگترین غول ها به ابرغول قرمز تبدیل می شوند. ستاره ای به نام Betelgeuse در صورت فلکی شکارچی بارزترین نمونه از یک ابرغول سرخ است.

ستاره های کوتوله برعکس غول ها هستند و ممکن است بعدی باشند.

کوتوله سفید چیزی است که از یک ستاره معمولی با جرم کمتر از 1.4 جرم خورشید پس از عبور از مرحله غول سرخ باقی می ماند.

به دلیل کمبود هیدروژن، واکنش های گرما هسته ای در هسته چنین ستارگانی رخ نمی دهد.

کوتوله های سفید بسیار متراکم هستند. آنها از نظر اندازه بزرگتر از زمین نیستند، اما جرم آنها را می توان با جرم خورشید مقایسه کرد.

این ستارگان فوق العاده داغ هستند، دمای آنها به 100000 درجه یا بیشتر می رسد. آنها با استفاده از انرژی باقیمانده خود می درخشند، اما به مرور زمان تمام می شود و هسته سرد می شود و به یک کوتوله سیاه تبدیل می شود.

کوتوله های قرمز رایج ترین اجرام از نوع ستاره ای در کیهان هستند. تخمین زده می شود که تعداد آنها بین 70 تا 90 درصد از تعداد تمام ستاره های کهکشان متفاوت است. آنها کاملاً با ستاره های دیگر متفاوت هستند.

جرم کوتوله های قرمز از یک سوم جرم خورشید تجاوز نمی کند (حد پایین جرم 0.08 خورشیدی است و به دنبال آن کوتوله های قهوه ای قرار دارند)، دمای سطح به 3500 کلوین می رسد. از این نوع نور بسیار کمی ساطع می شود، گاهی اوقات 10000 برابر کوچکتر از خورشید.

با توجه به تابش کم آنها، هیچ یک از کوتوله های قرمز از زمین با چشم غیر مسلح قابل مشاهده نیستند. حتی نزدیکترین کوتوله قرمز به خورشید، پروکسیما قنطورس (نزدیکترین ستاره منظومه سه گانه به خورشید)، و نزدیکترین کوتوله قرمز منفرد، ستاره بارنارد، به ترتیب قدر ظاهری 11.09 و 9.53 دارند. در این حالت، ستاره ای با قدر 7.72 را می توان با چشم غیر مسلح مشاهده کرد.

به دلیل سرعت کم احتراق هیدروژن، کوتوله های قرمز طول عمر بسیار طولانی دارند که از ده ها میلیارد تا ده ها تریلیون سال متغیر است (کوتوله قرمز با جرم 0.1 جرم خورشید به مدت 10 تریلیون سال می سوزد).

در کوتوله های قرمز، واکنش های گرما هسته ای شامل هلیوم غیرممکن است، بنابراین آنها نمی توانند به غول های قرمز تبدیل شوند. با گذشت زمان، آنها به تدریج منقبض می شوند و بیشتر و بیشتر گرم می شوند تا زمانی که کل ذخیره سوخت هیدروژن را مصرف کنند.

به تدریج، طبق مفاهیم نظری، آنها به کوتوله های آبی تبدیل می شوند - یک کلاس فرضی از ستاره ها، در حالی که هیچ یک از کوتوله های قرمز هنوز موفق نشده اند به یک کوتوله آبی و سپس به کوتوله های سفید با هسته هلیوم تبدیل شوند.

کوتوله قهوه‌ای - اجرام زیر ستاره‌ای (با جرم‌های تقریباً بین 0.01 تا 0.08 جرم خورشید یا به ترتیب از 12.57 تا 80.35 جرم مشتری و قطر تقریباً برابر با قطر مشتری) که در اعماق آنها، بر خلاف دنباله اصلی ستارگان، هیچ واکنش همجوشی حرارتی با تبدیل هیدروژن به هلیوم وجود ندارد.

حداقل دمای ستارگان دنباله اصلی حدود 4000 کلوین است، دمای کوتوله‌های قهوه‌ای در محدوده 300 تا 3000 کلوین است. کوتوله‌های قهوه‌ای دائماً در طول زندگی خود خنک می‌شوند و هر چه کوتوله بزرگ‌تر باشد، کندتر سرد می‌شود.

کوتوله های زیر قهوه ای

کوتوله‌های زیر قهوه‌ای یا زیرکوتوله‌های قهوه‌ای، سازندهای سردی هستند که زیر حد جرم کوتوله قهوه‌ای قرار می‌گیرند. جرم آنها تقریباً کمتر از یک صدم جرم خورشید یا بر این اساس، 12.57 جرم مشتری است، حد پایین تعریف نشده است. آنها عموماً سیارات در نظر گرفته می شوند، اگرچه جامعه علمی هنوز به نتیجه نهایی در مورد اینکه چه سیاره ای و چه کوتوله قهوه ای فرعی است، نرسیده است.

کوتوله سیاه

کوتوله های سیاه کوتوله های سفیدی هستند که سرد شده اند و در نتیجه در محدوده مرئی ساطع نمی کنند. نشان دهنده مرحله نهایی تکامل کوتوله های سفید است. جرم کوتوله های سیاه، مانند جرم کوتوله های سفید، بیش از 1.4 جرم خورشید محدود می شود.

یک ستاره دوتایی دو ستاره متصل به گرانش است که به دور یک مرکز جرم مشترک می چرخند.

گاهی اوقات منظومه هایی از سه یا چند ستاره وجود دارد که در این حالت کلی سیستم را یک ستاره چندگانه می نامند.

در مواردی که چنین منظومه ستاره ای خیلی دور از زمین نباشد، می توان ستارگان را از طریق تلسکوپ تشخیص داد. اگر فاصله قابل توجه باشد، ستاره شناسان می توانند درک کنند که یک ستاره دوتایی تنها با علائم غیرمستقیم قابل مشاهده است - نوسانات درخشندگی ناشی از کسوف های دوره ای یک ستاره توسط ستاره دیگر و برخی دیگر.

ستاره جدید

ستاره هایی که درخشندگی آنها به طور ناگهانی 10000 برابر می شود. نوا یک سیستم دوتایی متشکل از یک کوتوله سفید و یک ستاره همراه است که در دنباله اصلی قرار دارد. در چنین سیستم هایی، گاز ستاره به تدریج به سمت کوتوله سفید جریان می یابد و به صورت دوره ای در آنجا منفجر می شود و باعث انفجار درخشندگی می شود.

ابرنواختر

ابرنواختر ستاره ای است که تکامل خود را در یک فرآیند انفجاری فاجعه بار به پایان می رساند. شعله در این مورد می تواند چندین مرتبه بزرگتر از حالت نوا باشد. چنین انفجار قدرتمندی نتیجه فرآیندهای رخ داده در ستاره در آخرین مرحله تکامل است.

ستاره نوترونی

ستارگان نوترونی (NS) تشکیلات ستاره‌ای با جرم‌های مرتبه 1.5 خورشیدی و اندازه‌های قابل توجهی کوچک‌تر از کوتوله‌های سفید هستند؛ شعاع معمولی یک ستاره نوترونی احتمالاً حدود 10 تا 20 کیلومتر است.

آنها عمدتاً از ذرات زیراتمی خنثی - نوترون ها تشکیل شده اند که توسط نیروهای گرانشی به شدت فشرده شده اند. چگالی چنین ستارگانی بسیار زیاد است، قابل مقایسه است و طبق برخی برآوردها می تواند چندین برابر چگالی متوسط ​​هسته اتم باشد. یک سانتی متر مکعب ماده NS صدها میلیون تن وزن خواهد داشت. گرانش روی سطح یک ستاره نوترونی حدود 100 میلیارد برابر بیشتر از زمین است.

در کهکشان ما، طبق گفته دانشمندان، ممکن است از 100 میلیون تا 1 میلیارد ستاره نوترونی وجود داشته باشد، یعنی چیزی در حدود یک در هزار ستاره معمولی.

تپ اختر

تپ اخترها منابع کیهانی تشعشعات الکترومغناطیسی هستند که به شکل انفجارهای دوره ای (پالس) به زمین می آیند.

بر اساس مدل غالب اخترفیزیکی، تپ اخترها ستاره های نوترونی در حال چرخش با میدان مغناطیسی هستند که به محور چرخش متمایل است. هنگامی که زمین به مخروط تشکیل شده توسط این تابش می افتد، می توان یک پالس تابشی را که در فواصل زمانی برابر با دوره چرخش ستاره تکرار می شود، تشخیص داد. برخی از ستاره های نوترونی تا 600 بار در ثانیه می چرخند.

قیفاووس

قیفاووس ها دسته ای از ستارگان متغیر تپنده با رابطه دوره-درخشندگی نسبتاً دقیق هستند که نام آن از ستاره دلتا قیفی گرفته شده است. یکی از معروف ترین قیفاووس ها پولاریس است.

فهرست داده شده از انواع (انواع) اصلی ستارگان با ویژگی های مختصر آنها، البته، کل تنوع احتمالی ستارگان در کیهان را کامل نمی کند.

در مسئله تعادل ستاره ای، این بحث مطرح شد که در نمودار هرتسسپرونگ-راسل (مربوط به رنگ و درخشندگی ستارگان)، بیشتر ستارگان در یک نوار قرار می گیرند که معمولاً دنباله اصلی نامیده می شود. ستاره ها بیشتر عمر خود را در آنجا می گذرانند. یکی از ویژگی های ستاره های دنباله اصلی این است که آزاد شدن انرژی اصلی آنها به دلیل "سوزاندن" هیدروژن در هسته است، برخلاف ستارگان T Tauri یا، برای مثال، غول ها، که در ادامه صحبت خواهد شد.

همچنین بحث شده است که رنگ های مختلف ("دمای سطح") و درخشندگی (انرژی ساطع شده در واحد زمان) با جرم های مختلف ستاره های دنباله اصلی مطابقت دارد. دامنه جرم ها از دهم جرم خورشید (برای ستاره های کوتوله) شروع می شود و تا صدها جرم خورشیدی (برای غول ها) گسترش می یابد. اما انبوه بودن به قیمت یک عمر بسیار کوتاه در سکانس اصلی است: غول‌ها تنها میلیون‌ها سال (یا حتی کمتر) را صرف آن می‌کنند، در حالی که کوتوله‌ها می‌توانند تا ده تریلیون سال در سکانس اصلی زندگی کنند.

در این مسئله، "از اصول اولیه" با استفاده از نتایج مسائل قبلی (تعادل ستاره ای و سرگردانی فوتون) خواهیم فهمید که چرا دنباله اصلی دقیقاً یک خط تقریباً مستقیم در نمودار است و درخشندگی و جرم ستارگان چگونه است. مربوط به آن

اجازه دهید توانرژی فوتون ها در واحد حجم (چگالی انرژی) است. طبق تعریف، درخشندگی Lانرژی ساطع شده از سطح یک ستاره در واحد زمان است. به ترتیب قدر \(L\sim \frac(V u)(\tau) \)، جایی که V- حجم ستاره، τ - زمان مشخصه انتقال این انرژی به بیرون (همان زمانی که فوتون از روده های ستاره خارج می شود). به عنوان حجم، دوباره به ترتیب بزرگی، می توانیم بگیریم آر 3 کجا آر- شعاع ستاره زمان انتقال انرژی را می توان به صورت تخمین زد آر 2 /ال سی، جایی که لمیانگین مسیر آزاد است که می توان آن را 1/ρκ تخمین زد (ρ چگالی ماده ستاره است، κ ضریب کدورت است).

در حالت تعادل، چگالی انرژی فوتون با قانون استفان – بولتزمن بیان می شود: تو = در 4 کجا آ- ثابت معین، و تی- دمای مشخصه

بنابراین، با حذف تمام ثابت ها، متوجه می شویم که درخشندگی Lمتناسب با مقدار \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa).\) است.

ما هم این فشار را داریم پباید توسط گرانش متعادل شود: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)

فشردگی ستارگان در حین شکل گیری آنها با شروع احتراق شدید هیدروژن در مرکز آن متوقف می شود که فشار کافی ایجاد می کند. این در دمای خاصی اتفاق می افتد تی، که به هیچ چیز بستگی ندارد. بنابراین، به طور کلی، دمای مشخصه (در واقع، این دمای مرکز ستاره است، که نباید با دمای سطح اشتباه شود!) برای ستاره های دنباله اصلی یکسان است.

وظیفه

1) برای ستاره های با جرم متوسط ​​(0.5< م/م ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа پ = ν RT ~ ρ تیو کدورت (برای فوتون ها) در اثر پراکندگی تامسون روی الکترون های آزاد ایجاد می شود که به دلیل آن ضریب کدورت ثابت است: κ = پایان. پیدا کردنوابستگی درخشندگی چنین ستارگانی به جرم آنها. نرخدرخشندگی ستاره ای که 10 برابر جرم خورشید است (نسبت به درخشندگی خورشید).

2) در ستارگان کم جرم، فشار هنوز با فشار گاز تعیین می شود و ضریب کدورت عمدتاً توسط سایر پراکندگی ها تعیین می شود و با تقریب کرامرز داده می شود: κ ~ ρ/ تی 7/2 . تصميم گرفتنهمین مشکل برای ستارگان کم جرم، تخمین درخشندگی ستاره ای که 10 برابر سبکتر از خورشید است.

3) برای ستارگان پرجرم با جرم بیشتر از چند ده جرم خورشیدی، ضریب کدورت فقط با پراکندگی تامسون تعیین می شود (κ = پایان) در حالی که فشار ناشی از فشار فوتون ها است نه گاز ( پ ~ تی 4). پیدا کردنوابستگی درخشندگی به جرم چنین ستارگانی، و نرخدرخشندگی ستاره ای که 100 برابر جرم خورشید است (مراقب باشید، در اینجا نمی توانید آن را با خورشید مقایسه کنید، باید یک قدم متوسط ​​بردارید).

نکته 1

با پذیرفتن آن م ~ ρ آر 3، از عبارات تقریبی برای درخشندگی و فشار، و همچنین عبارت برای چگالی و ضریب کدورت، برای خلاص شدن از ρ استفاده کنید. دمای مشخصه تیهمانطور که در بالا ذکر شد در همه جا یکسان است، بنابراین می توان آن را در همه جا حذف کرد.

نکته 2

در آخرین نکته، یک وابستگی برای ستارگان با جرم خورشید و دیگری برای ستاره های سنگین وجود دارد، بنابراین مقایسه فوری با خورشید غیرممکن است. درعوض، ابتدا درخشندگی برخی از جرم های میانی (مثلاً 10 جرم خورشیدی) را با استفاده از فرمول ستارگان با جرم متوسط ​​محاسبه کنید، سپس از فرمول ستارگان پرجرم برای یافتن درخشندگی ستاره ای 100 برابر جرم خورشید استفاده کنید.

راه حل

برای ستارگانی که در آنها فشار در برابر گرانش توسط فشار یک گاز ایده آل تامین می شود پ ~ ρ تی، می توانید بنویسید پ ~ مρ/ آر~ ρ (گرفتن تیبرای ثابت). بنابراین، برای چنین ستاره هایی ما آن را به دست می آوریم م ~ آرکه در زیر از آن استفاده خواهیم کرد.

توجه داشته باشید که این عبارت می گوید که ستاره ای که جرم آن 10 برابر خورشید است حدود 10 برابر شعاع دارد.

1) گرفتن κ و تیبرای ثابت ها، و همچنین با قرار دادن ρ ~ م/آر 3 و با استفاده از رابطه به دست آمده در بالا، ستاره های با جرم متوسط ​​را بدست می آوریم L ~ م 3. این بدان معناست که ستاره ای با جرم 10 برابر خورشید در واحد زمان 1000 برابر بیشتر انرژی ساطع می کند (با شعاع فقط 10 برابر بیشتر از خورشید).

2) از سوی دیگر، برای ستاره های کم جرم، κ ~ ρ/ تی 7/2 (تی- هنوز ثابت است)، ما داریم L ~ م 5 . یعنی ستاره ای که جرمش 10 برابر کمتر از خورشید است، درخشندگی آن 100000 برابر کمتر از خورشید است (باز هم با شعاع فقط 10 برابر کمتر).

3) برای پرجرم ترین ستاره ها این نسبت م ~ آردیگر کار نمیکند. از آنجایی که فشار توسط فشار فوتون ها تامین می شود، پ ~ مρ/ r ~ تی 4 ~ پایان. بدین ترتیب، م ~ آر 2، و L ~ م. مقایسه فوری با خورشید غیرممکن است، زیرا برای ستارگان با جرم خورشید وابستگی متفاوتی اعمال می شود. اما ما قبلاً دریافته‌ایم که ستاره‌ای 10 برابر جرم‌تر از خورشید درخشندگی آن 1000 برابر بیشتر است. شما می توانید آن را با چنین ستاره ای مقایسه کنید؛ این بدان معناست که جرم ستاره 100 برابر خورشید است و در هر واحد زمان حدود 10000 برابر انرژی ساطع می کند. همه اینها شکل منحنی دنباله اصلی را در نمودار هرتزسپرونگ-راسل تعیین می کند (شکل 1).

پس گفتار

به عنوان یک تمرین، بیایید شیب منحنی دنباله اصلی را در نمودار هرتزسپرونگ-راسل نیز تخمین بزنیم. برای سادگی، مورد را در نظر بگیرید L ~ م 4 - گزینه وسط بین این دو در نظر گرفته شده در راه حل.

طبق تعریف، دمای مؤثر («دمای» سطح) است

\[ \sigma T_(\mathrm eff)^4=\frac(L)(4\pi R^2)، \]

جایی که σ مقداری ثابت است. با توجه به اینکه م ~ آر(همانطور که در بالا متوجه شدیم)، برای ستاره های دنباله اصلی (به طور متوسط) \(L\sim T_(\rm eff)^8\) داریم. یعنی دمای سطح ستاره ای که جرمش 10 برابر خورشید است (و 1000 برابر شدیدتر می تابد) 15000 کلوین خواهد بود و برای ستاره ای با جرم 10 برابر کمتر از خورشید (که 100000 برابر شدت کمتری می تابد). ) - تقریباً 1500 K.

خلاصه کنید. در فضای داخلی ستارگان دنباله اصلی، "گرمایش" از طریق احتراق گرما هسته ای هیدروژن رخ می دهد. چنین احتراقی منبع انرژی است که برای سبک‌ترین ستاره‌ها تریلیون‌ها سال، برای ستاره‌های با جرم خورشیدی میلیاردها سال و برای سنگین‌ترین آنها میلیون‌ها سال دوام می‌آورد.

این انرژی به انرژی جنبشی گاز و انرژی فوتون ها تبدیل می شود که در تعامل با یکدیگر، این انرژی را به سطح منتقل می کنند و همچنین فشار کافی برای مقابله با فشردگی گرانشی ستاره را فراهم می کنند. (اما روشن ترین ستاره ها ( م < 0,5م☉) و سنگین ( م > 3م☉) انتقال نیز از طریق همرفت انجام می شود.)

در هر یک از نمودارهای شکل. شکل 3 ستارگان یک خوشه را نشان می دهد زیرا ستارگان از همان خوشه احتمالاً در همان زمان تشکیل شده اند. نمودار میانی ستارگان خوشه Pleiades را نشان می دهد. همانطور که می بینید، این خوشه هنوز بسیار جوان است (سن آن 75 تا 150 میلیون تخمین زده می شود)، و بخش عمده ای از ستارگان در دنباله اصلی قرار دارند.

نمودار سمت چپ خوشه ای را نشان می دهد که به تازگی شکل گرفته است (تا 5 میلیون سال) که در آن بیشتر ستارگان حتی هنوز "متولد" نشده اند (اگر تولد به عنوان ورود به دنباله اصلی در نظر گرفته شود). این ستارگان بسیار درخشان هستند، زیرا بخش عمده ای از انرژی آنها به دلیل واکنش های گرما هسته ای نیست، بلکه به دلیل فشردگی گرانشی است. در واقع، آنها هنوز فشرده هستند و به تدریج به سمت پایین نمودار هرتسسپرونگ-راسل حرکت می کنند (همانطور که با فلش نشان داده شده است) تا زمانی که دما در مرکز به اندازه کافی افزایش یابد تا واکنش های گرما هسته ای کارآمد را ایجاد کند. سپس ستاره روی دنباله اصلی (خط سیاه در نمودار) قرار می گیرد و مدتی در آنجا باقی می ماند. همچنین شایان ذکر است که سنگین ترین ستاره ها ( م > 6م☉) از قبل در دنباله اصلی متولد می شوند، یعنی زمانی که آنها تشکیل می شوند، دمای مرکز در حال حاضر به اندازه کافی بالا است تا احتراق گرما هسته ای هیدروژن را آغاز کند. به همین دلیل، ما پیش ستاره های سنگین (در سمت چپ) را در نمودار نمی بینیم.

نمودار سمت راست یک خوشه قدیمی (12.7 میلیارد سال) را نشان می دهد. مشاهده می شود که بیشتر ستارگان قبلاً دنباله اصلی را ترک کرده اند و روی نمودار "بالا" حرکت کرده و به غول های قرمز تبدیل شده اند. در مورد این و همچنین شاخه افقی در زمان دیگری با جزئیات بیشتری صحبت خواهیم کرد. با این حال، در اینجا شایان ذکر است که سنگین‌ترین ستاره‌ها ابتدا دنباله اصلی را ترک می‌کنند (ما قبلاً متذکر شدیم که درخشندگی بالا به قیمت یک عمر کوتاه است)، در حالی که سبک‌ترین ستاره‌ها (سمت راست دنباله اصلی) همچنان ادامه دارد. بر روی آن. بنابراین، اگر "نقطه عطف" برای یک خوشه شناخته شود - جایی که دنباله اصلی جدا می شود و شاخه غول پیکر شروع می شود - می توان به طور کاملاً دقیق تخمین زد که ستاره ها چند سال پیش تشکیل شده اند، یعنی سن خوشه را پیدا کنیم. . بنابراین، نمودار هرتزسپرونگ-راسل برای شناسایی خوشه های ستاره ای بسیار جوان و بسیار قدیمی نیز مفید است.