Sekcja jest bardzo łatwa w obsłudze. Po prostu wpisz żądane słowo w odpowiednim polu, a my podamy Ci listę jego znaczeń. Chciałbym zauważyć, że nasza strona zawiera dane z różnych źródeł - słowników encyklopedycznych, objaśniających, słowotwórczych. Tutaj możesz zobaczyć także przykłady użycia wprowadzonego słowa.

Co oznacza „ciąg główny”?

Słownik encyklopedyczny, 1998

ciąg główny

GŁÓWNA KOLEJNOŚĆ diagramu Hertzsprunga-Russella to wąskie pasmo na tym diagramie, w którym znajduje się zdecydowana większość gwiazd. Przecina diagram po przekątnej (od wysokich do niskich jasności i temperatur). Gwiazdy ciągu głównego (w szczególności Słońce je obejmuje) mają to samo źródło energii - reakcje termojądrowe cyklu wodorowego. Gwiazdy znajdują się na ciągu głównym przez około 90% ewolucji gwiazd. To wyjaśnia dominującą koncentrację gwiazd w obszarze ciągu głównego.

Wikipedia

Sekwencja główna

Sekwencja główna- obszar na diagramie Hertzsprunga-Russella zawierający gwiazdy, których źródłem energii jest termojądrowa reakcja syntezy helu z wodoru.

Ciąg główny znajduje się w pobliżu przekątnej diagramu Hertzsprunga-Russella i biegnie od lewego górnego rogu (duże jasności, wczesne typy widmowe) do prawego dolnego rogu diagramu. Gwiazdy ciągu głównego mają to samo źródło energii („spalanie” wodoru, przede wszystkim cykl CNO), dlatego o ich jasności i temperaturze decyduje ich masa:

gdzie jest jasność L i masa M mierzone odpowiednio w jednostkach jasności i masy Słońca. Dlatego początek lewej części ciągu głównego reprezentują niebieskie gwiazdy o masach ~50 Słońc, a koniec prawej - czerwone karły o masach ~0,0767 Słońca.

Istnienie ciągu głównego wynika z faktu, że etap spalania wodoru stanowi ~90% czasu ewolucji większości gwiazd: spalanie wodoru w centralnych obszarach gwiazdy prowadzi do powstania izotermicznego rdzenia helowego, przejście do etapu czerwonego olbrzyma i odejście gwiazdy z ciągu głównego. Stosunkowo krótka ewolucja czerwonych olbrzymów prowadzi, w zależności od ich masy, do powstawania białych karłów, gwiazd neutronowych lub czarnych dziur.

Przekrój ciągu głównego gromad gwiazd jest wskaźnikiem ich wieku: skoro tempo ewolucji gwiazd jest proporcjonalne do ich masy, to w przypadku gromad występuje „lewy” punkt przerwania ciągu głównego w obszarze dużych jasności oraz wczesne klasy widmowe, zależne od wieku gromady, gdyż gwiazdy o masie przekraczającej pewną granicę wyznaczoną wiekiem gromady opuściły ciąg główny. Czas życia gwiazdy w ciągu głównym $\tau_(\rm MS)$ w zależności od początkowej masy gwiazdy M w odniesieniu do współczesnej masy Słońca $\begin(smallmatrix)M_(\bigodot)\end(smallmatrix)$ można oszacować za pomocą wzoru empirycznego:

$$\begin(smallmatrix) \tau_(\rm MS)\ \około \ 6\cdot\ 10^(9) \text(lata) \cdot \left[ \frac(M_(\bigodot))(M) + \0,14 \right]^(4) \end(smallmatrix)$$

SEKWENCJA GŁÓWNA, w astronomii, obszar na diagramie Hertsprunga-Russella, w którym znajduje się najwięcej gwiazd, łącznie ze Słońcem. Rozciąga się po przekątnej od gorących, jasnych gwiazd w lewym górnym rogu do chłodnych, słabych gwiazd w prawym dolnym rogu... ... Naukowy i techniczny słownik encyklopedyczny

Diagramy Hertzsprunga Russella, wąskie pasmo na tym diagramie, w którym znajduje się zdecydowana większość gwiazd. Przecina diagram po przekątnej (od wysokich do niskich jasności i temperatur). Gwiazdy ciągu głównego (do... ... słownik encyklopedyczny

Zbiór gwiazd fizycznie podobnych do Słońca i tworzących praktycznie jednoparametrową sekwencję na diagramie stanu (diagram Hertzsprunga-Russella (patrz diagram Hertzsprunga-Russella)). Wzdłuż G. p.w. diagramy... ... Wielka encyklopedia radziecka

Diagramy Hertzsprunga-Russella, wąskie pasmo na tym diagramie, w obrębie którego zlokalizowana jest zdecydowana większość gwiazd. Przecina diagram po przekątnej (od wysokiej do niskiej jasności i temp. p). G. gwiazdy (zalicza się do nich w szczególności... ... Naturalna nauka. słownik encyklopedyczny

GŁÓWNA KOLEJNOŚĆ diagramu Hertzsprunga-Russella to wąskie pasmo na tym diagramie, w którym znajduje się zdecydowana większość gwiazd. Przecina diagram po przekątnej (od wysokich do niskich jasności i temperatur). Gwiazdy… … Wielki słownik encyklopedyczny

Ciąg główny diagramu Hertzsprunga-Russella- diagram wyraża związek między jasnością i temperaturą gwiazd (klasa widmowa lub wskaźnik koloru niektórych obiektywnych cech gwiazd), na nim gwiazdy o podobnych właściwościach fizycznych zajmują osobne obszary: główne ... ... Początki nowożytnych nauk przyrodniczych

Zbiór gwiazd fizycznie podobnych do Słońca i tworzących pojedynczą sekwencję na diagramie widma jasności (patrz diagram Hertzsprunga-Russella), w którym jasność zmniejsza się monotonicznie wraz ze spadkiem temperatury powierzchni, masy i... ... Słownik astronomiczny

KOLEJNOŚĆ DZIAŁAŃ POŚREDNICTWA- – logika działań strony trzeciej w celu rozwiązania konfliktu interpersonalnego. Zawiera 17 podstawowych kroków. 1. Spróbuj przedstawić ogólny obraz konfliktu i wniknij w jego istotę, analizując posiadane informacje. Oszacować… …

KOLEJNOŚĆ SAMOROZWIĄZANIA KONFLIKTU- – logika działań podejmowanych przez bardziej kompetentnego psychologicznie przeciwnika w celu zakończenia konfliktu interpersonalnego. Zawiera 17 podstawowych kroków. 1. Przestań walczyć z przeciwnikiem. Zrozum, że w wyniku konfliktu nie będzie możliwa ochrona Twojego... Encyklopedyczny słownik psychologii i pedagogiki

- ... Wikipedii

Książki

• Biblia. Księgi Pisma Świętego Starego i Nowego Testamentu. Główna księga ludzkości! Indeks czytań ewangelicznych i apostolskich Kościoła. Kolejność wydarzeń według czterech ewangelistów...
• Wakacje po rosyjsku, Maxim Syrnikov. Główną cechą rosyjskich świąt jest ich ścisła kolejność, struktura, regularność, połączenie jasności i półtonów, wielki smutek i wielka radość, niezbędny Wielki Post...

Struktura Słońca

Nie możemy bezpośrednio zajrzeć do wnętrza Słońca, dlatego wyobrażenie o jego wewnętrznej strukturze uzyskujemy jedynie na podstawie analizy teoretycznej, wykorzystując najbardziej ogólne prawa fizyki i takie cechy Słońca, jak masa, promień, jasność.

Słońce nie rozszerza się ani nie kurczy; znajduje się w równowadze hydrostatycznej, ponieważ siła grawitacji, która ma tendencję do ściskania Słońca, jest powstrzymywana przez siłę ciśnienia gazu od wewnątrz.

Z obliczeń wynika, że ​​aby zachować równowagę hydrostatyczną, temperatura w centrum Słońca powinna wynosić około 15 10 6 K. W odległości 0,7 R temperatura spada do około 10 6 K. Gęstość materii w centrum Słońca wynosi około 1,5 · 10 · 5 kg/m 3, czyli ponad 100 razy więcej niż jego średnia gęstość.

Reakcje termojądrowe zachodzą w centralnym obszarze Słońca o promieniu w przybliżeniu równym 0,3R. Obszar ten nazywany jest rdzeniem. Na zewnątrz rdzenia temperatura jest niewystarczająca do zajścia reakcji termojądrowych.

Energia uwolniona w jądrze Słońca jest przenoszona na zewnątrz na powierzchnię na dwa sposoby: poprzez przenoszenie radiacyjne i konwekcyjne. W pierwszym przypadku energia przenoszona jest poprzez promieniowanie; w drugim - podczas mechanicznych ruchów nagrzanych mas materii.

Transfer energii promieniowania następuje w jądrze do odległości (0,6-0,7) R od centrum Słońca, następnie energia przekazywana jest na powierzchnię na drodze konwekcji. Przejaw konwekcji obserwuje się w postaci granulacji w fotosferze. Całkowity czas potrzebny energii uwolnionej w jądrze na dotarcie do powierzchni Słońca wynosi około 10 milionów lat. Zatem światło i ciepło, które dziś ogrzewają i oświetlają naszą Ziemię, powstały w reakcjach termojądrowych w centrum Słońca 10 milionów lat temu.

Oczywiście astronomowie szukają sposobów na zajrzeć do wnętrza Słońca i przetestować teoretyczne koncepcje na temat jego struktury. Na tej drodze z pomocą przyszli fizycy badający cząstki elementarne. Faktem jest, że podczas termojądrowych reakcji syntezy helu z wodoru, wraz z uwolnieniem energii, dochodzi do narodzin cząstek elementarnych - neutrin. W przeciwieństwie do promieniowania neutrina praktycznie nie są opóźniane przez materię. Pochodzące z głębi Słońca i rozprzestrzeniające się z prędkością bliską prędkości światła, opuszczają powierzchnię Słońca w ciągu 2 sekund i docierają do Ziemi w 8 minut. Do obserwacji neutrin słonecznych zbudowano specjalny teleskop neutrinowy, który na przestrzeni wielu lat obserwacji rejestrował oczekiwany strumień neutrin ze Słońca. Obserwacje te ostatecznie potwierdziły poprawność naszych teoretycznych modeli budowy Słońca jako gwiazdy. Uzyskane wyniki możemy zatem w pełni wykorzystać do opracowania modeli innych gwiazd. Inne gwiazdy ciągu głównego mają budowę podobną do Słońca.

Czerwone olbrzymy i nadolbrzymy

Charakterystyczną cechą tych gwiazd jest brak reakcji jądrowych w samym centrum, pomimo wysokich temperatur. Reakcje jądrowe zachodzą w cienkich warstwach wokół gęstego centralnego rdzenia. Ponieważ temperatura gwiazdy spada w kierunku powierzchni, w każdej warstwie zachodzi pewien rodzaj reakcji termojądrowych. W najbardziej zewnętrznych warstwach rdzenia, gdzie temperatura wynosi około 15 10 6 K, z wodoru powstaje hel; głębiej, gdzie temperatura jest wyższa, z helu powstaje węgiel; następnie z węgla - tlenu, a w najgłębszych warstwach bardzo masywnych gwiazd żelazo powstaje podczas reakcji termojądrowych. Cięższe pierwiastki chemiczne nie mogą powstać w wyniku uwolnienia energii. Wręcz przeciwnie, ich powstanie wymaga wydatku energetycznego. Tak więc w czerwonych olbrzymach i nadolbrzymach powstają warstwowe źródła energii i większość pierwiastków chemicznych, aż do atomów żelaza.

Białe karły

Gwiazdy te nazwano białymi karłami, ponieważ po raz pierwszy odkryto wśród nich gwiazdy o białym kolorze, a znacznie później - żółte i inne kolory. Ich rozmiary są niewielkie, wynoszą zaledwie tysiące i dziesiątki tysięcy kilometrów, czyli porównywalne z rozmiarem Ziemi. Ale ich masy są zbliżone do masy Słońca i dlatego ich średnia gęstość wynosi setki kilogramów na centymetr sześcienny. Przykładem takiej gwiazdy jest satelita Syriusza, zwykle nazywany Syriuszem B. Ta gwiazda klasy widmowej A o temperaturze 9000 K ma średnicę zaledwie 2,5 średnicy Ziemi i masę równą Słońcu, a więc że średnia gęstość przekracza 100 kg/cm 3 .

Pulsary i gwiazdy neutronowe

W 1967 roku astronomowie korzystający z radioteleskopów odkryli niesamowite źródła radiowe, które emitowały okresowe impulsy emisji radiowej. Obiekty te nazywane są pulsarami. Okresy impulsów pulsarów, których obecnie znanych jest ponad 400, wahają się od kilku sekund do 0,001 s. Zaskakująca była wysoka stabilność powtarzalności impulsów; Zatem pierwszy odkryty pulsar, oznaczony PSR 1919, znajdujący się w niepozornym gwiazdozbiorze Liska, miał okres T = 1,33 730 110 168 s (ryc. 16.3). Wysoka stabilność okresu, osiągalna jedynie dzięki nowoczesnym zegarom atomowym, początkowo doprowadziła nas do założenia, że ​​astronomowie mają do czynienia z sygnałami wysyłanymi przez cywilizacje pozaziemskie. Ostatecznie udowodniono, że zjawisko pulsacji powstaje w wyniku szybkiego obrotu gwiazd neutronowych, a okres powtarzania impulsów jest równy okresowi rotacji gwiazdy neutronowej.

Te niezwykłe gwiazdy mają promień około 10 km i masę porównywalną do Słońca. Gęstość gwiazdy neutronowej jest fantastyczna i wynosi 2 10 17 kg/m 3. Jest porównywalna z gęstością materii w jądrach atomowych. Przy tej gęstości materia gwiazdy składa się z gęsto upakowanych neutronów. Z tego powodu takie gwiazdy nazywane są gwiazdy neutronowe.

Czarne dziury

Pod koniec XVIII w. Słynny astronom i matematyk P. Laplace (1749-1827) podał proste rozumowanie oparte na teorii grawitacji Newtona, która pozwoliła przewidzieć istnienie niezwykłych obiektów zwanych czarnymi dziurami. Wiadomo, że do pokonania przyciągania ciała niebieskiego o masie M i promieniu R potrzebna jest druga prędkość kosmiczna (paraboliczna) Przy mniejszej prędkości ciało stanie się satelitą ciała niebieskiego, przy ν ≥ ν 2 na zawsze opuści ciało niebieskie i nigdy do niego nie wróci. Dla Ziemi ν 2 = 11,2 km/s, na powierzchni Słońce v 2 = 617 km/s. Na powierzchni gwiazdy neutronowej o masie równej masie Słońca i promieniu około 10 km ν 2 = 170 000 km/s i wynosi tylko około 0,6 prędkości światła. Jak widać ze wzoru, przy promieniu ciała niebieskiego równym R = 2GM/c 2, druga prędkość kosmiczna będzie równa prędkości światła c = 300 000 km/s. Przy jeszcze mniejszych rozmiarach druga prędkość ucieczki przekroczy prędkość światła. Z tego powodu nawet światło nie będzie w stanie opuścić takiego ciała niebieskiego i dostarczyć nam, odległym obserwatorom, informacji o procesach zachodzących na jego powierzchni.

Jeśli takie obiekty istnieją we Wszechświecie, to są jak dziury, do których wszystko wpada i nic nie wychodzi. Dlatego we współczesnej literaturze zakorzeniła się za nimi nazwa „czarne dziury”.

Czarne dziury odkryto obecnie w układach podwójnych gwiazd. Tak więc w konstelacji Łabędzia znajduje się ścisły układ podwójny, jedna z gwiazd emitujących światło widzialne jest zwykłą gwiazdą klasy widmowej B, druga jest niewidzialną małą gwiazdą emitującą promieniowanie rentgenowskie i ma masę około 10M. Ta niewidzialna gwiazda to czarna dziura o wymiarach około 30 km. Promieniowanie rentgenowskie nie jest emitowane przez samą czarną dziurę, ale przez nagrzany do kilku milionów stopni dysk, obracający się wokół czarnej dziury. Dysk ten składa się z materii, którą czarna dziura swoją grawitacją wyciąga z jasnej gwiazdy (Rys. XV na kolorowej wkładce).

Teoretyczne poglądy na temat wewnętrznej struktury gwiazd ciągu głównego zostały potwierdzone bezpośrednimi obserwacjami strumieni neutrin z jądra Słońca.
Czarne dziury odkryto w niektórych układach podwójnych gwiazd.

Ewolucja gwiazd: narodziny, życie i śmierć gwiazd

W Drodze Mlecznej obserwuje się chmury gazu i pyłu. Niektóre z nich są tak gęste, że zaczynają się kurczyć pod wpływem własnej grawitacji. W miarę kurczenia się, gęstość i temperatura chmury wzrasta i zaczyna ona obficie emitować widmo w zakresie podczerwieni. Na tym etapie kompresji nazywa się chmurę protogwiazda. Kiedy temperatura w wnętrznościach protogwiazdy wzrasta do kilku milionów kelwinów, rozpoczynają się w nich reakcje termojądrowe polegające na przemianie wodoru w hel, a protogwiazda zamienia się w zwykłą gwiazdę ciągu głównego. Czas przebywania gwiazdy w ciągu głównym zależy od mocy promieniowania gwiazdy (jasności) i rezerw energii jądrowej.

Po wypaleniu się wodoru we wnętrzu gwiazdy, pęcznieje on i w zależności od swojej masy staje się czerwonym olbrzymem lub nadolbrzymem.

Nadmuchana otoczka gwiazdy o małej masie jest już słabo przyciągana przez jej rdzeń i stopniowo oddalając się od niej, tworzy mgławicę planetarną (ryc. X na kolorowej wkładce). Po ostatecznym rozproszeniu powłoki pozostaje tylko gorące jądro gwiazdy - biały karzeł. To, co pozostanie z gwiazdy typu Słońca, to biały karzeł węglowy.

Ewolucja masywnych gwiazd zachodzi szybciej. Pod koniec życia taka gwiazda może eksplodować jako supernowa, a jej rdzeń, mocno ściśnięty, zamienia się w supergęsty obiekt - gwiazdę neutronową, a nawet czarną dziurę. Wyrzucona powłoka, wzbogacona helem i innymi ciężkimi pierwiastkami powstałymi we wnętrzu gwiazdy, jest rozproszona w przestrzeni i służy jako materiał do formowania się gwiazd nowej generacji. W szczególności istnieją podstawy, aby sądzić, że Słońce jest gwiazdą drugiej generacji.

Gwiazdy mogą być bardzo różne: małe i duże, jasne i niezbyt jasne, stare i młode, gorące i „zimne”, białe, niebieskie, żółte, czerwone itp.

Diagram Hertzsprunga – Russella pozwala zrozumieć klasyfikację gwiazd.

Pokazuje związek pomiędzy wielkością bezwzględną, jasnością, typem widmowym i temperaturą powierzchni gwiazdy. Gwiazdy na tym diagramie nie są rozmieszczone przypadkowo, ale tworzą wyraźnie widoczne obszary.

Większość gwiazd znajduje się na tzw ciąg główny. Istnienie ciągu głównego wynika z faktu, że etap spalania wodoru stanowi ~90% czasu ewolucji większości gwiazd: spalanie wodoru w centralnych obszarach gwiazdy prowadzi do powstania izotermicznego rdzenia helowego, przejście do etapu czerwonego olbrzyma i odejście gwiazdy z ciągu głównego. Stosunkowo krótka ewolucja czerwonych olbrzymów prowadzi, w zależności od ich masy, do powstawania białych karłów, gwiazd neutronowych lub czarnych dziur.

Będąc na różnych etapach rozwoju ewolucyjnego, gwiazdy dzielą się na gwiazdy normalne, gwiazdy karłowate i gwiazdy-olbrzymy.

Gwiazdy normalne to gwiazdy ciągu głównego. Należą do nich nasze Słońce. Czasami normalne gwiazdy, takie jak Słońce, nazywane są żółtymi karłami.

Żółty karzeł

Żółty karzeł to rodzaj małej gwiazdy ciągu głównego o masie od 0,8 do 1,2 mas Słońca i temperaturze powierzchni 5000–6000 K.

Żywotność żółtego karła wynosi średnio 10 miliardów lat.

Po spaleniu całego zapasu wodoru gwiazda wielokrotnie zwiększa swój rozmiar i zamienia się w czerwonego olbrzyma. Przykładem tego typu gwiazd jest Aldebaran.

Czerwony olbrzym wyrzuca swoje zewnętrzne warstwy gazu, tworząc mgławice planetarne, podczas gdy jądro zapada się, tworząc małego, gęstego białego karła.

Czerwony olbrzym to duża gwiazda o czerwonawym lub pomarańczowym kolorze. Powstawanie takich gwiazd jest możliwe zarówno na etapie powstawania gwiazd, jak i na późniejszych etapach ich istnienia.

Na wczesnym etapie gwiazda promieniuje dzięki energii grawitacyjnej uwalnianej podczas kompresji, aż do momentu, w którym kompresja zostanie zatrzymana przez rozpoczętą reakcję termojądrową.

W późniejszych etapach ewolucji gwiazd, po spaleniu wodoru w ich jądrach, gwiazdy opuszczają ciąg główny i przemieszczają się w rejon czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów diagramu Hertzsprunga-Russella: etap ten trwa około 10% czas „aktywnego” życia gwiazd, czyli etapy ich ewolucji, podczas których we wnętrzu gwiazdy zachodzą reakcje nukleosyntezy.

Olbrzymia gwiazda ma stosunkowo niską temperaturę powierzchniową, około 5000 stopni. Ogromny promień, sięgający 800 jednostek słonecznych, a dzięki tak dużym rozmiarom ogromna jasność. Maksymalne promieniowanie występuje w czerwonych i podczerwonych obszarach widma, dlatego nazywane są czerwonymi olbrzymami.

Największy z gigantów zamienia się w czerwone nadolbrzymy. Najbardziej uderzającym przykładem czerwonego nadolbrzyma jest gwiazda zwana Betelgezą w konstelacji Oriona.

Gwiazdy karłowate są przeciwieństwem gigantów i mogą być następne.

Biały karzeł to pozostałość po zwykłej gwieździe o masie mniejszej niż 1,4 masy Słońca po przejściu przez fazę czerwonego olbrzyma.

Z powodu braku wodoru w jądrze takich gwiazd nie zachodzą reakcje termojądrowe.

Białe karły są bardzo gęste. Nie są większe od Ziemi, ale ich masę można porównać do masy Słońca.

Są to niezwykle gorące gwiazdy, ich temperatury sięgają 100 000 stopni lub więcej. Świecą wykorzystując pozostałą im energię, jednak z biegiem czasu ta się wyczerpuje i rdzeń ochładza się, zamieniając się w czarnego karła.

Czerwone karły to najczęstsze obiekty typu gwiazdowego we Wszechświecie. Szacunki dotyczące ich liczby wahają się od 70 do 90% liczby wszystkich gwiazd w galaktyce. Różnią się od innych gwiazd.

Masa czerwonych karłów nie przekracza jednej trzeciej masy Słońca (dolna granica masy to 0,08 masy Słońca, następnie brązowe karły), temperatura powierzchni osiąga 3500 K. Czerwone karły mają klasę widmową M lub późne K. Gwiazdy tego typu emitują bardzo mało światła, czasem 10 000 razy mniejszego niż Słońce.

Biorąc pod uwagę ich niskie promieniowanie, żaden z czerwonych karłów nie jest widoczny z Ziemi gołym okiem. Nawet najbliższy Słońcu czerwony karzeł, Proxima Centauri (najbliższa Słońcu gwiazda w układzie potrójnym) i najbliższy pojedynczy czerwony karzeł, Gwiazda Barnarda, mają pozorne jasności odpowiednio 11,09 i 9,53mag. W tym przypadku gołym okiem można zaobserwować gwiazdę o jasności do 7,72mag.

Ze względu na niskie tempo spalania wodoru czerwone karły mają bardzo długą żywotność, wahającą się od dziesiątek miliardów do dziesiątek bilionów lat (czerwony karzeł o masie 0,1 masy Słońca będzie palić się przez 10 bilionów lat).

U czerwonych karłów reakcje termojądrowe z udziałem helu są niemożliwe, więc nie mogą zamienić się w czerwone olbrzymy. Z biegiem czasu stopniowo kurczą się i nagrzewają coraz bardziej, aż do wyczerpania całego zapasu paliwa wodorowego.

Stopniowo, zgodnie z koncepcjami teoretycznymi, zamieniają się one w niebieskie karły - hipotetyczną klasę gwiazd, podczas gdy żadnemu z czerwonych karłów nie udało się jeszcze zamienić w niebieskiego karła, a następnie w białe karły z rdzeniem helowym.

Brązowy karzeł - obiekty podgwiazdowe (o masach od około 0,01 do 0,08 mas Słońca, czyli odpowiednio od 12,57 do 80,35 mas Jowisza i średnicy w przybliżeniu równej średnicy Jowisza), w których głębinach, w przeciwieństwie do ciągu głównego gwiazd nie zachodzi reakcja termojądrowa polegająca na przemianie wodoru w hel.

Minimalna temperatura gwiazd ciągu głównego wynosi około 4000 K, temperatura brązowych karłów mieści się w przedziale od 300 do 3000 K. Brązowe karły stale się ochładzają przez całe życie, a im większy karzeł, tym wolniej się ochładza.

Brązowe karły

Podbrązowe karły lub brązowe podkarły to chłodne formacje, których masa mieści się poniżej granicy masy brązowego karła. Ich masa jest mniejsza niż w przybliżeniu jedna setna masy Słońca, czyli odpowiednio 12,57 masy Jowisza, dolna granica nie jest określona. Powszechnie uważa się je za planety, chociaż społeczność naukowa nie doszła jeszcze do ostatecznego wniosku co do tego, co uważa się za planetę, a co za brązowego karła.

Czarny karzeł

Czarne karły to białe karły, które ostygły i w rezultacie nie emitują w zakresie widzialnym. Reprezentuje końcowy etap ewolucji białych karłów. Masy czarnych karłów, podobnie jak masy białych karłów, są ograniczone powyżej 1,4 masy Słońca.

Gwiazda podwójna to dwie powiązane grawitacyjnie gwiazdy krążące wokół wspólnego środka masy.

Czasami istnieją układy składające się z trzech lub więcej gwiazd, w tym ogólnym przypadku układ nazywa się gwiazdą wielokrotną.

W przypadkach, gdy taki układ gwiazd nie jest zbyt daleko od Ziemi, poszczególne gwiazdy można rozróżnić za pomocą teleskopu. Jeśli odległość jest znaczna, można zrozumieć, że astronomowie mogą zobaczyć gwiazdę podwójną tylko za pomocą znaków pośrednich - wahań jasności spowodowanych okresowymi zaćmieniami jednej gwiazdy przez drugą i niektóre inne.

Nowa gwiazda

Gwiazdy, których jasność nagle wzrasta 10 000 razy. Nowa to układ podwójny składający się z białego karła i gwiazdy towarzyszącej znajdującej się w ciągu głównym. W takich układach gaz z gwiazdy stopniowo przepływa do białego karła i okresowo tam eksploduje, powodując wybuch jasności.

Supernowa

Supernowa to gwiazda, która kończy swoją ewolucję w katastrofalnym procesie wybuchowym. Rozbłysk w tym przypadku może być o kilka rzędów wielkości większy niż w przypadku nowej. Tak potężna eksplozja jest konsekwencją procesów zachodzących w gwieździe na ostatnim etapie ewolucji.

Gwiazda neutronowa

Gwiazdy neutronowe (NS) to formacje gwiazdowe o masach rzędu 1,5 Słońca i rozmiarach zauważalnie mniejszych niż białe karły; typowy promień gwiazdy neutronowej wynosi prawdopodobnie 10–20 kilometrów.

Składają się głównie z obojętnych cząstek subatomowych - neutronów, ściśle skompresowanych przez siły grawitacyjne. Gęstość takich gwiazd jest niezwykle duża, porównywalna, a według niektórych szacunków może być kilkukrotnie większa od średniej gęstości jądra atomowego. Jeden centymetr sześcienny substancji NS będzie ważyć setki milionów ton. Grawitacja na powierzchni gwiazdy neutronowej jest około 100 miliardów razy większa niż na Ziemi.

Według naukowców w naszej Galaktyce może istnieć od 100 milionów do 1 miliarda gwiazd neutronowych, czyli około jednej na tysiąc zwykłych gwiazd.

Pulsary

Pulsary to kosmiczne źródła promieniowania elektromagnetycznego docierającego do Ziemi w postaci okresowych impulsów (impulsów).

Według dominującego modelu astrofizycznego pulsary to wirujące gwiazdy neutronowe z polem magnetycznym nachylonym do osi obrotu. Kiedy Ziemia wpada w stożek utworzony przez to promieniowanie, można wykryć impuls promieniowania powtarzający się w odstępach równych okresowi obrotu gwiazdy. Niektóre gwiazdy neutronowe obracają się do 600 razy na sekundę.

Cefeidy

Cefeidy to klasa pulsujących gwiazd zmiennych o dość precyzyjnej zależności okres-jasność, nazwana na cześć gwiazdy Delta Cephei. Jedną z najbardziej znanych cefeid jest Polaris.

Podana lista głównych typów (typów) gwiazd wraz z ich krótką charakterystyką oczywiście nie wyczerpuje całej możliwej różnorodności gwiazd we Wszechświecie.

W zagadnieniu równowagi gwiazd omówiono, że na diagramie Hertzsprunga-Russella (odnoszącym kolor i jasność gwiazd) większość gwiazd układa się w „pasmo”, które zwykle nazywa się ciągiem głównym. Gwiazdy spędzają tam większość swojego życia. Cechą charakterystyczną gwiazd ciągu głównego jest to, że główne uwalnianie energii następuje w wyniku „spalania” wodoru w jądrze, w przeciwieństwie do gwiazd typu T Tauri czy np. olbrzymów, o czym będzie mowa w posłowiu.

Omówiono również, że różne kolory („temperatury powierzchni”) i jasność (energia emitowana w jednostce czasu) odpowiadają różnym masom gwiazd ciągu głównego. Zakres mas zaczyna się od dziesiątych części masy Słońca (w przypadku gwiazd karłowatych) i sięga setek mas Słońca (w przypadku olbrzymów). Ale masywność odbywa się kosztem bardzo krótkiego życia ciągu głównego: olbrzymy spędzają na nim tylko miliony lat (lub nawet mniej), podczas gdy karły mogą żyć w ciągu głównym nawet przez dziesięć bilionów lat.

W tym zadaniu „z pierwszych zasad”, korzystając z wyników poprzednich problemów (Równowaga gwiazd i Wędrówka fotonu), zrozumiemy, dlaczego ciąg główny jest dokładnie linią prawie prostą na diagramie oraz jak zmienia się jasność i masa gwiazd związane z tym.

Pozwalać ty jest energią fotonów na jednostkę objętości (gęstość energii). Z definicji jasność L to energia emitowana z powierzchni gwiazdy w jednostce czasu. Według rzędu wielkości \(L\sim \frac(V u)(\tau) \), gdzie V- objętość gwiazdy, τ - pewien charakterystyczny czas przekazania tej energii na zewnątrz (ten sam czas, w którym foton opuszcza wnętrzności gwiazdy). Jako objętość, ponownie w kolejności wielkości, możemy przyjąć R 3 gdzie R- promień gwiazdy. Czas transferu energii można oszacować jako R 2 /lc, Gdzie l to średnia droga swobodna, którą można oszacować jako 1/ρκ (ρ to gęstość materii gwiazdy, κ to współczynnik nieprzezroczystości).

W stanie równowagi gęstość energii fotonów wyraża prawo Stefana – Boltzmanna: ty = Na 4 gdzie A- pewna stała, i T- temperatura charakterystyczna.

Zatem pomijając wszystkie stałe, stwierdzamy, że jasność L jest proporcjonalna do wartości \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa).\)

Mamy też taką presję P musi być zrównoważony grawitacją: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)

Kompresja gwiazd podczas ich powstawania ustaje, gdy w samym centrum rozpoczyna się intensywne spalanie wodoru, co wytwarza wystarczające ciśnienie. Dzieje się to w określonej temperaturze T, co nie jest od niczego zależne. Dlatego w zasadzie temperatura charakterystyczna (właściwie jest to temperatura w centrum gwiazdy, nie mylić z temperaturą powierzchni!) jest taka sama dla gwiazd ciągu głównego.

Zadanie

1) Dla gwiazd o średniej masie (0,5< M/M ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = ν CZ ~ ρ T, a nieprzezroczystość (dla fotonów) spowodowana jest rozpraszaniem Thomsona na swobodnych elektronach, dzięki czemu współczynnik nieprzezroczystości jest stały: κ = konst. Znajdować zależność jasności takich gwiazd od ich masy. Wskaźnik jasność gwiazdy 10 razy masywniejszej od Słońca (w stosunku do jasności Słońca).

2) W gwiazdach o małej masie ciśnienie nadal zależy od ciśnienia gazu, a współczynnik nieprzezroczystości zależy głównie od innego rozproszenia i jest podawany na podstawie przybliżenia Kramersa: κ ~ ρ/ T 7/2 . Decydować ten sam problem dotyczy gwiazd o małej masie, szacując jasność gwiazdy 10 razy jaśniejszej od Słońca.

3) Dla masywnych gwiazd o masach większych niż kilkadziesiąt mas Słońca współczynnik nieprzezroczystości wyznaczany jest wyłącznie na podstawie rozpraszania Thomsona (κ = konst), podczas gdy ciśnienie wynika z ciśnienia fotonów, a nie gazu ( P ~ T 4). Znajdować zależność jasności od masy takich gwiazd oraz wskaźnik jasność gwiazdy 100 razy masywniejszej od Słońca (uważaj, nie możesz tego porównać ze Słońcem, musisz zrobić krok pośredni).

Podpowiedź 1

Zaakceptowawszy to M ~ ρ R 3, użyj przybliżonych wyrażeń na jasność i ciśnienie, a także wyrażenia na gęstość i współczynnik nieprzezroczystości, aby pozbyć się ρ. Charakterystyczna temperatura T jest wszędzie taki sam, jak zauważono powyżej, więc można go również wszędzie pominąć.

Podpowiedź 2

W ostatnim punkcie jedna zależność jest dla gwiazd o masach Słońca, a druga dla ciężkich, więc nie da się od razu porównać ze Słońcem. Zamiast tego najpierw oblicz jasność pewnej masy pośredniej (powiedzmy 10 mas Słońca), korzystając ze wzoru na gwiazdy o masach pośrednich, a następnie użyj wzoru na gwiazdy masywne, aby znaleźć jasność gwiazdy 100 razy większej od masy Słońca.

Rozwiązanie

Dla gwiazd, w których ciśnienie przeciw grawitacji zapewnia ciśnienie gazu doskonałego P ~ ρ T, Możesz pisać P ~ Mρ/ R~ ρ (biorąc T dla stałej). Zatem dla takich gwiazd otrzymujemy to M ~ R, z którego skorzystamy poniżej.

Zauważ, że to wyrażenie mówi, że gwiazda 10 razy masywniejsza od Słońca ma około 10 razy większy promień.

1) Biorąc κ i T dla stałych, a także wstawiając ρ ~ M/R 3 i korzystając z otrzymanej powyżej zależności otrzymujemy dla gwiazd średniomasywnych L ~ M 3. Oznacza to, że gwiazda 10 razy masywniejsza od Słońca będzie emitować 1000 razy więcej energii w jednostce czasu (o promieniu tylko 10 razy większym niż Słońce).

2) Z drugiej strony, dla gwiazd o małej masie, przyjmując κ ~ ρ/ T 7/2 (T- nadal stała), mamy L ~ M 5. Oznacza to, że gwiazda 10 razy mniej masywna niż Słońce ma jasność 100 000 razy mniejszą niż Słońce (znowu ma promień tylko 10 razy mniejszy).

3) Dla najbardziej masywnych gwiazd stosunek M ~ R nie działa. Ponieważ ciśnienie jest wytwarzane przez ciśnienie fotonów, P ~ Mρ/ R ~ T 4 ~ konst. Zatem, M ~ R 2 i L ~ M. Nie da się od razu porównać ze Słońcem, gdyż w przypadku gwiazd o masach Słońca obowiązuje inna zależność. Ale już odkryliśmy, że gwiazda 10 razy masywniejsza od Słońca ma jasność 1000 razy większą. Można to porównać z taką gwiazdą, co oznacza, że ​​gwiazda jest 100 razy masywniejsza od Słońca i emituje około 10 000 razy więcej energii w jednostce czasu. Wszystko to determinuje kształt krzywej ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella (rys. 1).

Posłowie

W ramach ćwiczenia oszacujmy także nachylenie krzywej ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella. Dla uproszczenia rozważmy sprawę L ~ M 4 - środkowa opcja pomiędzy dwiema rozważanymi w rozwiązaniu.

Z definicji temperatura efektywna („temperatura” powierzchni) wynosi

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

gdzie σ jest pewną stałą. Biorąc pod uwagę, że M ~ R(jak odkryliśmy powyżej), dla gwiazd ciągu głównego mamy (średnio) \(L\sim T_(\rm eff)^8\). Oznacza to, że temperatura powierzchni gwiazdy 10 razy masywniejszej od Słońca (i świecącej 1000 razy intensywniej) wyniesie 15 000 K, a dla gwiazdy o masie 10 razy mniejszej od Słońca (która świeci 100 000 razy słabiej) ) - około 1500 K .

Podsumować. We wnętrzach gwiazd ciągu głównego „ogrzewanie” następuje w wyniku termojądrowego spalania wodoru. Takie spalanie jest źródłem energii, która utrzymuje się przez biliony lat w przypadku najlżejszych gwiazd, miliardy lat w przypadku gwiazd o masie Słońca i miliony lat w przypadku najcięższych.

Energia ta zamieniana jest na energię kinetyczną gazu i energię fotonów, które oddziałując ze sobą przenoszą tę energię na powierzchnię, a także zapewniają wystarczające ciśnienie, aby przeciwdziałać grawitacyjnej kompresji gwiazdy. (Ale najjaśniejsze gwiazdy ( M < 0,5M☉) i ciężki ( M > 3M☉) transfer zachodzi również poprzez konwekcję.)

Na każdym z diagramów na ryc. Rycina 3 pokazuje gwiazdy z tej samej gromady, ponieważ gwiazdy z tej samej gromady prawdopodobnie powstały w tym samym czasie. Środkowy diagram przedstawia gwiazdy gromady Plejady. Jak widać gromada jest jeszcze bardzo młoda (jej wiek szacuje się na 75–150 milionów), a większość gwiazd znajduje się w ciągu głównym.

Lewy diagram przedstawia dopiero co uformowaną gromadę (mającą do 5 milionów lat), w której większość gwiazd jeszcze się nawet nie „narodziła” (jeśli narodziny uważa się za wejście do ciągu głównego). Gwiazdy te są bardzo jasne, ponieważ większość ich energii nie pochodzi z reakcji termojądrowych, ale z kompresji grawitacyjnej. W rzeczywistości są one nadal skompresowane i przesuwają się stopniowo w dół diagramu Hertzsprunga-Russella (jak wskazuje strzałka), aż temperatura w środku wzrośnie na tyle, aby wywołać wydajne reakcje termojądrowe. Wtedy gwiazda znajdzie się na ciągu głównym (czarna linia na diagramie) i pozostanie tam przez jakiś czas. Warto również zauważyć, że najcięższe gwiazdy ( M > 6M☉) rodzą się już na ciągu głównym, czyli gdy powstają, temperatura w środku jest już na tyle wysoka, aby zainicjować termojądrowe spalanie wodoru. Z tego powodu na diagramie nie widzimy ciężkich protogwiazd (po lewej).

Prawy diagram przedstawia starą gromadę (wiek 12,7 miliarda lat). Można zauważyć, że większość gwiazd opuściła już ciąg główny, przesuwając się „w górę” na diagramie i stając się czerwonymi olbrzymami. O tym, a także o gałęzi poziomej porozmawiamy bardziej szczegółowo innym razem. Warto jednak w tym miejscu zaznaczyć, że najcięższe gwiazdy jako pierwsze opuszczają ciąg główny (zauważyliśmy już, że duża jasność odbywa się kosztem krótkiego życia), natomiast najjaśniejsze gwiazdy (na prawo od ciągu głównego) w dalszym ciągu pozostają na tym. Zatem jeśli znany jest „punkt przegięcia” gromady – miejsce, w którym przerywa się ciąg główny i zaczyna się gałąź olbrzyma – można dość dokładnie oszacować, ile lat temu powstały gwiazdy, czyli znaleźć wiek gromady . Dlatego diagram Hertzsprunga-Russella jest również przydatny do identyfikacji bardzo młodych i bardzo starych gromad gwiazd.