Stelele sunt foarte diferite: mici și mari, strălucitoare și nu foarte strălucitoare, bătrâne și tinere, calde și reci, albe, albastre, galbene, roșii etc.

Diagrama Hertzsprung-Russell vă permite să înțelegeți clasificarea stelelor.

Acesta arată relația dintre magnitudinea absolută, luminozitate, tipul spectral și temperatura de suprafață a unei stele. Stelele din această diagramă nu sunt aranjate aleatoriu, ci formează zone bine definite.

Cele mai multe dintre stele sunt situate pe așa-numita secvența principală. Existența secvenței principale se datorează faptului că stadiul arderii hidrogenului este de ~90% din timpul de evoluție al majorității stelelor: arderea hidrogenului în regiunile centrale ale stelei duce la formarea unui miez izoterm de heliu, trecerea la stadiul gigant roșu și plecarea stelei din secvența principală. Evoluția relativ scurtă a giganților roșii duce, în funcție de masa lor, la formarea de pitice albe, stele neutronice sau găuri negre.

Fiind în diferite stadii ale dezvoltării lor evolutive, stelele sunt împărțite în stele normale, stele pitice, stele gigantice.

Stelele normale sunt stelele din secvența principală. Soarele nostru este unul dintre ele. Uneori, astfel de stele normale precum Soarele sunt numite pitice galbene.

pitic galben

O pitică galbenă este un tip de stea din secvența principală mică, cu o masă între 0,8 și 1,2 mase solare și o temperatură a suprafeței de 5000-6000 K.

Durata de viață a unei pitici galbene este în medie de 10 miliarde de ani.

După ce întreaga rezervă de hidrogen se arde, steaua crește de multe ori în dimensiune și se transformă într-o gigantă roșie. Un exemplu de acest tip de stea este Aldebaran.

Gigantul roșu își ejectează straturile exterioare de gaz, formând nebuloase planetare, iar miezul se prăbușește într-o pitică albă mică și densă.

O gigantă roșie este o stea mare roșiatică sau portocalie. Formarea unor astfel de stele este posibilă atât în ​​stadiul formării stelelor, cât și în etapele ulterioare ale existenței lor.

Într-un stadiu incipient, steaua radiază datorită energiei gravitaționale eliberată în timpul compresiei, până când compresia este oprită prin declanșarea unei reacții termonucleare.

În etapele ulterioare ale evoluției stelelor, după arderea hidrogenului în interiorul lor, stelele coboară din secvența principală și se deplasează în regiunea giganților roșii și supergiganților din diagrama Hertzsprung-Russell: această etapă durează aproximativ 10% din timpul vieții „active” a stelelor, adică etapele evoluției lor, în care au loc reacții de nucleosinteză în interiorul stelar.

Steaua gigantică are o temperatură la suprafață relativ scăzută, aproximativ 5000 de grade. O rază uriașă, ajungând la 800 solar și datorită dimensiunilor atât de mari, o luminozitate uriașă. Radiația maximă cade pe regiunile roșii și infraroșii ale spectrului, motiv pentru care sunt numite giganți roșii.

Cel mai mare dintre giganți se transformă în supergiganți roșii. O stea numită Betelgeuse din constelația Orion este cel mai izbitor exemplu de supergigantă roșie.

Stelele pitice sunt opusul giganților și pot fi după cum urmează.

O pitică albă este ceea ce rămâne dintr-o stea obișnuită cu o masă care nu depășește 1,4 mase solare după ce trece prin stadiul de gigant roșie.

Din cauza absenței hidrogenului, în miezul unor astfel de stele nu are loc o reacție termonucleară.

Piticele albe sunt foarte dense. Nu sunt mai mari ca dimensiunea Pământului, dar masa lor poate fi comparată cu masa Soarelui.

Acestea sunt stele incredibil de fierbinți, atingând temperaturi de 100.000 de grade sau mai mult. Ei strălucesc pe energia rămasă, dar în timp, aceasta se epuizează, iar miezul se răcește, transformându-se într-o pitică neagră.

Piticile roșii sunt cele mai comune obiecte de tip stelar din univers. Estimările abundenței lor variază între 70 și 90% din numărul tuturor stelelor din galaxie. Sunt destul de diferite de alte stele.

Masa piticelor roșii nu depășește o treime din masa solară (limita inferioară de masă este de 0,08 solară, urmată de pitice brune), temperatura la suprafață atinge 3500 K. Piticele roșii au un tip spectral M sau K târziu. Tipul emit foarte puțină lumină, uneori de 10.000 de ori mai mică decât Soarele.

Având în vedere radiația lor scăzută, niciuna dintre piticele roșii nu este vizibilă de pe Pământ cu ochiul liber. Chiar și cea mai apropiată pitică roșie de Soare, Proxima Centauri (cea mai apropiată stea din sistemul triplu de Soare) și cea mai apropiată pitică roșie unică, Steaua lui Barnard, au o magnitudine aparentă de 11,09 și, respectiv, 9,53. În același timp, o stea cu o magnitudine de până la 7,72 poate fi observată cu ochiul liber.

Datorită vitezei scăzute de ardere a hidrogenului, piticele roșii au o durată de viață foarte lungă - de la zeci de miliarde la zeci de trilioane de ani (o pitică roșie cu o masă de 0,1 mase solare va arde timp de 10 trilioane de ani).

La piticele roșii, reacțiile termonucleare care implică heliu sunt imposibile, așa că nu se pot transforma în giganți roșii. De-a lungul timpului, se micșorează treptat și se încălzesc din ce în ce mai mult până când epuizează întreaga aprovizionare cu hidrogen.

Treptat, conform conceptelor teoretice, ele se transformă în pitice albastre - o clasă ipotetică de stele, în timp ce niciuna dintre piticele roșii nu a reușit încă să se transforme într-o pitică albastră, iar apoi în pitice albe cu miez de heliu.

Piticile brune sunt obiecte substelare (cu mase în intervalul de aproximativ 0,01 până la 0,08 mase solare, sau, respectiv, de la 12,57 la 80,35 mase ale lui Jupiter și un diametru aproximativ egal cu cel al lui Jupiter), la adâncimea cărora, spre deosebire de principalele secvență de stele, nu există o reacție de fuziune termonucleară cu conversia hidrogenului în heliu.

Temperatura minimă a stelelor din secvența principală este de aproximativ 4000 K, temperatura piticelor brune se află în intervalul de la 300 la 3000 K. Piticele brune se răcesc în mod constant de-a lungul vieții, în timp ce pitica este mai mare, cu atât se răcește mai lent.

pitici subbrunii

Piticii submaronii sau subpiticii bruni sunt formațiuni reci care se află sub limita de masă a piticii brune. Masa lor este mai mică de aproximativ o sutime din masa Soarelui sau, respectiv, 12,57 mase ale lui Jupiter, limita inferioară nefiind definită. Ele sunt considerate mai frecvent planete, deși comunitatea științifică nu a ajuns încă la o concluzie finală despre ceea ce este considerat o planetă și ce este o pitică submaro.

pitic negru

Piticile negre sunt pitice albe care s-au răcit și, prin urmare, nu radiază în intervalul vizibil. Reprezintă etapa finală în evoluția piticelor albe. Masele de pitice negre, ca și masele de pitice albe, sunt limitate de sus de 1,4 mase solare.

O stea binară este două stele legate gravitațional care se rotesc în jurul unui centru de masă comun.

Uneori există sisteme de trei sau mai multe stele, într-un astfel de caz general sistemul se numește stea multiplă.

În cazurile în care un astfel de sistem stelar nu este prea îndepărtat de Pământ, stelele individuale pot fi distinse printr-un telescop. Dacă distanța este semnificativă, atunci este posibil să înțelegem că o stea dublă este posibilă înaintea astronomilor numai prin semne indirecte - fluctuații ale luminozității cauzate de eclipsele periodice ale unei stele de către alta și altele.

Stea noua

Stele care cresc brusc în luminozitate cu un factor de 10.000. O nova este un sistem binar format dintr-o pitică albă și o stea însoțitoare din secvența principală. În astfel de sisteme, gazul de la stea curge treptat în pitica albă și explodează periodic acolo, provocând o explozie de luminozitate.

Supernova

O supernovă este o stea care își încheie evoluția într-un proces exploziv catastrofal. Erupția în acest caz poate fi cu câteva ordine de mărime mai mare decât în ​​cazul unei stele noi. O explozie atât de puternică este o consecință a proceselor care au loc în stea în ultima etapă de evoluție.

stea neutronică

Stelele neutronice (NS) sunt formațiuni stelare cu mase de ordinul a 1,5 mase solare și dimensiuni considerabil mai mici decât piticele albe, raza tipică a unei stele neutronice este, probabil, de ordinul a 10-20 de kilometri.

Ele constau în principal din particule subatomice neutre - neutroni, strâns comprimate de forțele gravitaționale. Densitatea unor astfel de stele este extrem de mare, este proporțională și, potrivit unor estimări, poate fi de câteva ori mai mare decât densitatea medie a nucleului atomic. Un centimetru cub de materie din NZ ar cântări sute de milioane de tone. Forța gravitației pe suprafața unei stele neutronice este de aproximativ 100 de miliarde de ori mai mare decât pe Pământ.

În Galaxia noastră, potrivit oamenilor de știință, pot exista de la 100 de milioane la 1 miliard de stele neutronice, adică undeva în jur de una din o mie de stele obișnuite.

Pulsari

Pulsarii sunt surse cosmice de radiații electromagnetice care vin pe Pământ sub formă de explozii periodice (impulsuri).

Conform modelului astrofizic dominant, pulsarii sunt stele neutronice care se rotesc cu un câmp magnetic care este înclinat spre axa de rotație. Când Pământul cade în conul format de această radiație, este posibil să se înregistreze un impuls de radiație care se repetă la intervale egale cu perioada de revoluție a stelei. Unele stele neutronice fac până la 600 de rotații pe secundă.

Cefeidă

Cefeidele sunt o clasă de stele variabile pulsatoare cu o relație destul de precisă perioadă-luminozitate, numite după steaua Delta Cephei. Una dintre cele mai faimoase Cefeide este Steaua Polară.

Lista de mai sus a principalelor tipuri (tipuri) de stele cu caracteristicile lor scurte, desigur, nu epuizează întreaga varietate posibilă de stele din Univers.

Diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama HR)

© Cunoașterea este putere

Diagrama Hertzsprung-Russell

Cele mai importante caracteristici fizice ale unei stele sunt temperatura și magnitudinea absolută. Indicatorii de temperatură sunt strâns legați de culoarea stelei și de magnitudinea stelară absolută - cu tipul spectral. Amintiți-vă că, conform clasificării utilizate în prezent, stelele, în conformitate cu spectrele lor, așa cum sa menționat deja în secțiunea „Clasuri spectrale” a site-ului, sunt împărțite în șapte clase spectrale principale. Ele sunt desemnate cu litere latine O, B, A, F, G, K, M. În această secvență, temperatura stelelor scade de la câteva zeci de mii de grade pentru clasa O (stele foarte fierbinți) la 2000-3000 de grade pentru stelele din clasa M..

Acestea. o măsură a strălucirii, exprimată ca cantitatea de energie emisă de o stea. Se poate calcula teoretic, cunoscând distanța până la stea.

În 1913, astronomul danez Einar Hertzsprung și americanul Henry Norris Ressel au venit în mod independent cu aceeași idee de a construi un grafic teoretic care să leagă doi parametri stelari principali - temperatura și magnitudinea stelară absolută. Rezultatul a fost o diagramă căreia i s-au dat numele a doi astronomi - diagrama Hertzsprung-Russell (abreviar HRD) sau, mai simplu, diagrama G-R. După cum vom vedea mai târziu, diagrama Hertzsprung-Russell ajută la înțelegerea evoluției stelelor. În plus, este utilizat pe scară largă pentru a determina distanțele până la grupurile de stele.

Fiecare punct din această diagramă corespunde unei stele. Luminozitatea stelei este reprezentată de-a lungul axei y (axa verticală), iar temperatura suprafeței sale este reprezentată de-a lungul abscisei (axa orizontală). Dacă îi determinăm temperatura după culoarea unei stele, atunci vom avea la dispoziție una dintre valorile necesare pentru construirea unei diagrame G-R. Dacă se știe distanța până la stea, atunci luminozitatea sa aparentă pe cer poate fi folosită pentru a determina luminozitatea. Atunci vom avea la dispoziție ambele cantități necesare pentru construirea diagramei G-R și vom putea pune pe această diagramă un punct care să corespundă stelei noastre.

Soarele este plasat în diagrama opusă luminozității 1 și, deoarece temperatura de suprafață a soarelui este de 5800 de grade, se află aproape la mijlocul diagramei H-R.

Stele cu o luminozitate mai mare decât soarele sunt situate în diagrama de mai sus. De exemplu, numărul 1000 înseamnă că stelele sunt situate la acest nivel, a căror luminozitate este de 1000 de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui.

Stele cu luminozitate mai mică, precum Sirius B - o pitică albă din sistemul Sirius - se află dedesubt. Stelele care sunt mai fierbinți decât Soarele, cum ar fi Sirius A și Zeta Aurigae B, o stea fierbinte din sistemul Zeta Aurigae și Spica din constelația Fecioarei, se află la stânga Soarelui. Stele mai reci, precum Betelgeuse și supergiganta roșie din sistemul Zeta Aurigae, se află în dreapta.

Deoarece stelele reci emit lumină roșie, iar stelele fierbinți emit lumină albă sau albastră, diagrama arată stelele roșii în dreapta și stelele albe sau albastre în stânga. În partea de sus a diagramei sunt stele cu luminozitate mare, iar în partea de jos - cu luminozitate scăzută.

Secvența principală

Majoritatea stelelor din diagrama H-R sunt situate într-o bandă diagonală care merge din colțul din stânga sus până în dreapta jos. Această trupă se numește "secventa principala" . Stelele de pe el se numesc „stele din secvența principală”. Soarele nostru aparține secvenței principale de stele și este situat în acea parte a acesteia care corespunde stelelor galbene. În partea de sus a secvenței principale sunt cele mai strălucitoare și mai fierbinți stele, iar în dreapta jos sunt cele mai slabe și, ca urmare, cu viață lungă.

Vedetele secvenței principale se află în faza cea mai „calmă” și stabilă a existenței lor sau, după cum se spune, faza vieții.

Sursa energiei lor este. Conform estimărilor moderne ale teoriei evoluției stelare, această fază reprezintă aproximativ 90% din viața oricărei stele. De aceea, majoritatea stelelor aparțin secvenței principale.

Conform teoriei evoluției stelare, atunci când rezerva de hidrogen din interiorul unei stele se epuizează, aceasta părăsește secvența principală, deviând spre dreapta. În acest caz, temperatura stelei scade întotdeauna, iar dimensiunea crește rapid. Începe o mișcare complexă, din ce în ce mai accelerată a stelei de-a lungul diagramei.

Giganți roșii și pitici albe

Separat - în dreapta și deasupra secvenței principale, există un grup de stele cu o luminozitate foarte mare, iar temperatura unor astfel de stele este relativ scăzută - acestea sunt așa-numitele roșii stele gigantice și supergiganți . Acestea sunt stele reci (aproximativ 3000°C), care, totuși, sunt mult mai strălucitoare decât stelele cu aceeași temperatură în secvența principală. Un centimetru pătrat din suprafața unei stele reci radiază o cantitate relativ mică de energie pe secundă. Luminozitatea totală mare a unei stele se explică prin faptul că suprafața sa este mare: steaua trebuie să fie foarte mare. Stelele sunt numite giganți, al căror diametru este de 200 de ori diametrul Soarelui.

În același mod, putem lua în considerare partea din stânga jos a diagramei. Există stele fierbinți cu luminozitate scăzută. Deoarece un centimetru pătrat din suprafața unui corp fierbinte radiază multă energie pe secundă, iar stelele din colțul din stânga jos al diagramei au o luminozitate scăzută, trebuie să concluzionăm că sunt de dimensiuni mici. În stânga jos, astfel, sunt localizate pitice albe , stele foarte dense si compacte, in medie de 100 de ori mai mici decat Soarele, cu un diametru proportional cu diametrul planetei noastre. O astfel de stea, de exemplu, este un satelit al lui Sirius numit Sirius B.

Secvențe de stele ale diagramei Hertzsprung-Russell în numerotarea condiționată acceptată

Pe diagrama Hertzsprung-Russell, pe lângă secvențele pe care le-am considerat mai sus, astronomii disting de fapt mai multe secvențe, iar secvența principală are un număr condiționat V . Să le enumerăm:

In absenta - o secvență de supergiganți strălucitori,
Ib este o secvență de supergiganți slabi,
II- o secvență de giganți strălucitori,
III- succesiune de giganți slabi,
IV este succesiunea de subgiganți,
V - secvența principală,
VI - succesiune de subpitici,
VII este o succesiune de pitice albe.

În conformitate cu această clasificare, Soarele nostru cu tipul său spectral G2 este desemnat ca G2V .

Astfel, deja din considerente generale, cunoscând luminozitatea și temperatura suprafeței, este posibil să se estimeze dimensiunea stelei. Temperatura ne spune câtă energie iradiază un centimetru pătrat de suprafață. Luminozitatea, egală cu energia pe care o emite steaua pe unitatea de timp, vă permite să aflați dimensiunea suprafeței radiante și, prin urmare, raza stelei.

De asemenea, este necesar să facem o rezervă că nu este atât de ușor să măsuram intensitatea luminii care vine la noi de la stele. Atmosfera Pământului nu transmite toate radiațiile. Lumina cu lungime de undă scurtă, de exemplu, în regiunea ultravioletă a spectrului, nu ajunge la noi. De asemenea, trebuie remarcat faptul că mărimile stelare aparente ale obiectelor îndepărtate sunt slăbite nu numai din cauza absorbției de către atmosfera Pământului, ci și datorită absorbției luminii de către particulele de praf prezente în spațiul interstelar. Este clar că nici un telescop spațial care funcționează în afara atmosferei Pământului nu poate scăpa de acest factor de interferență.

Dar intensitatea luminii care trece prin atmosferă poate fi măsurată în diferite moduri. Ochiul uman percepe doar o fracțiune din lumina emisă de soare și stele. Razele de lumină de lungimi diferite, având culori diferite, nu afectează la fel de intens retina, placa fotografică sau fotometrul electronic. La determinarea luminozității stelelor, se ia în considerare doar lumina care este percepută de ochiul uman. Prin urmare, pentru măsurători, este necesar să se utilizeze instrumente care, cu ajutorul filtrelor de culoare, simulează sensibilitatea la culoare a ochiului uman. Prin urmare, pe diagramele G-R, în locul luminozității adevărate, este adesea indicată luminozitatea în regiunea vizibilă a spectrului, percepută de ochi. Se mai numește și luminozitate vizuală. Valorile luminozității reale (bolometrice) și vizuale pot diferi destul de mult. Deci, de exemplu, o stea cu o masă de 10 ori mai mare decât Soarele radiază de aproximativ 10 mii de ori mai multă energie decât Soarele, în timp ce în spectrul vizibil este de numai 1000 de ori mai strălucitoare decât Soarele. Din acest motiv, tipul spectral al unei stele este adesea înlocuit astăzi cu un alt parametru echivalent numit „indice de culoare”; sau "indice de culoare" afișate pe axa orizontală a diagramei. În astrofizica modernă, indicele de culoare este, de fapt, diferența dintre mărimile stelare ale unei stele în diferite game ale spectrului (se obișnuiește să se măsoare diferența dintre mărimile stelare în părțile albastre și vizibile ale spectrului, numită B-V sau B minus V din English Blue and Visible). Acest parametru arată distribuția cantitativă a energiei pe care o radiază o stea la diferite lungimi de undă și aceasta este direct legată de temperatura de suprafață a stelei.

Diagrama G-R este de obicei dată în următoarele coordonate:
1. Luminozitate - temperatura efectivă.
2. Mărime absolută - indice de culoare.
3. Mărime absolută – tip spectral.

Semnificația fizică a diagramei G-R

Semnificația fizică a diagramei G-R este că, după trasarea numărului maxim de stele observate experimental pe ea, este posibil să se determine modelele de distribuție a acestora prin raportul dintre spectru și luminozitate în funcție de locația lor. Dacă nu ar exista o dependență între luminozități și temperaturile lor, atunci toate stelele ar fi distribuite uniform pe o astfel de diagramă. Dar diagrama dezvăluie câteva grupări de stele distribuite în mod regulat pe care tocmai le-am luat în considerare, numite secvențe.

Diagrama Hertzsprung-Russell este de mare ajutor în studierea evoluției stelelor de-a lungul existenței lor. Dacă ar fi posibil să urmărim evoluția unei stele de-a lungul vieții sale, i.e. pe parcursul a câteva sute de milioane sau chiar câteva miliarde de ani, l-am vedea deplasându-se încet de-a lungul diagramei G-R, în conformitate cu schimbarea caracteristicilor fizice. Mișcările stelelor de-a lungul diagramei în funcție de vârsta lor se numesc urme evolutive.

Cu alte cuvinte, diagrama G-R ajută la înțelegerea modului în care stelele evoluează de-a lungul existenței lor. Calcul invers folosind această diagramă, puteți calcula distanțele până la stele.

Dragi vizitatori!

Munca dvs. este dezactivată JavaScript. Vă rugăm să activați scripturile din browser și veți vedea funcționalitatea completă a site-ului!

Poza de mai sus nu are nicio legătură cu mașina Chelyabinsk; această imagine se numește diagrama Hertzsprung-Russell și arată modele în distribuția stelelor după luminozitate și culoare (clasa spectrală). Probabil că toți cei care au citit cel puțin o carte de știință populară despre astronomie au văzut această imagine și și-au amintit că marea majoritate a stelelor din Univers sunt în „secvența principală”, adică sunt situate în apropierea curbei care merge din stânga sus la colțul din dreapta jos al diagramei Hertzsprung-Russell. Stelele din secvența principală sunt stabile și se pot mișca foarte încet de-a lungul ei timp de multe miliarde de ani, transformând lent hidrogenul în heliu; când combustibilul nuclear se epuizează, o stea obișnuită părăsește secvența principală, devenind o gigantă roșie pentru o scurtă perioadă de timp, apoi prăbușindu-se pentru totdeauna într-o pitică albă, care se estompează treptat.

Deci, metafora este că puteți face o imagine similară despre startup-uri și, de asemenea, se va dovedi că există o zonă îngustă de stabilitate - „secvența principală” - și există stări instabile dincolo de ea. Axele pot fi arderea numerarului (rata investițiilor de cheltuieli) și rata de creștere a parametrilor cheie (fiecare proiect are propria sa, desigur; în cazul cel mai tipic, acesta este numărul de utilizatori).

Pe secvența principală - proiecte care sunt capabile să echilibreze unul cu celălalt. Situația ideală este o mișcare îngrijită și lină de-a lungul ei: cheltuielile cresc treptat, iar rata de creștere crește proporțional (și anume rata de creștere, nu metrica în sine!). Cu alte cuvinte, banii investiți dau o creștere explozivă – startup-ul „decolează”.
Un cimitir imens de pitici se află sub secvența principală. Aceste proiecte sunt înghețate, nu mănâncă bani sau consumă o cantitate foarte mică, neschimbată din ele (în general, costuri de găzduire) - dar metricile sunt stabile, nu cresc sau practic nu cresc. Poate că cineva intră, se înregistrează, chiar începe să-l folosească - dar acest lucru nu va duce la o nouă rundă de creștere. (Din experiență personală, acesta este, desigur, 9facts).
Deasupra secvenței principale sunt uriași umflați artificial. Banii se consumă foarte repede (cum ar fi heliul!), dar acest lucru se întâmplă în locul greșit, sau pur și simplu prea devreme - piața nu este încă pregătită să răspundă cu o creștere corespunzătoare a valorilor. Pe spectrograma unui astfel de startup se văd foarte clar trăsăturile caracteristice: personal umflat, lipsa creșterii organice a utilizatorilor (creștere doar prin achiziționarea de trafic), aruncarea dintr-o parte în alta. În anamneză, de regulă, un „investitor sălbatic” - cineva care a crezut cu tărie în idee, dar în același timp nu este implicat profesional în dezvoltarea startup-urilor, nu poate evalua nevoile proiectului în etapa următoare și da prea multi bani. (Și asta a fost tot ce am avut cu 9facts, apropo).
Foarte des puteți observa cum un proiect merge exact la fel ca o stea în procesul evoluției sale: de la secvența principală la giganți (au decis din greșeală că au luat modelul care ar oferi o creștere explozivă și au început să pompeze bani) și apoi la pitici ( banii s-au dus). Ei bine, câteva analogii mai amuzante pot fi văzute în această metaforă bogată.

Și productivitatea acestei metafore este aceasta.
1) Secvența principală este foarte îngustă. Aceasta este o cale subțire, este imposibil să o parcurgeți fără o înțelegere foarte clară a modului în care funcționează industria de risc în general (voi profita de această ocazie pentru a face reclamă din nou , și ), fără o concentrare foarte clară asupra esenței dvs. produs, fără a identifica și controla propriile valori cheie. fără piloți experimentați, fără implicare, sârguință, chiar fanatism. Pas la stânga, pas la dreapta - și va fi greu, aproape imposibil să te întorci. Dacă, totuși, a avut loc o adunare, trebuie să renunți la totul și să încerci să te întorci. Aceasta este utilitatea metaforei mele pentru un startup.
2) Dacă proiectul se află în mod evident în afara secvenței principale - nu are sens să investești în el, nu are sens să-l ia în considerare. Nu există nicio șansă. În special, nu are sens să luăm în considerare un proiect care nici măcar nu a început încă, dar ai cărui parametri principali de la bun început sugerează o abatere de la secvența principală („vom angaja imediat 30 de persoane”). Acesta este beneficiul metaforei mele pentru investitor, ajută foarte mult la economisirea timpului.
3) Și, bineînțeles, nu trebuie să uităm că generalizările și dogmele sunt utile doar atunci când îți amintești rațiunea lor și poți înțelege singur de ce în această situație particulară generalizarea nu va funcționa, iar dogma poate fi încălcată.

Și, în sfârșit, câteva cuvinte despre cum arată secvența principală pentru startup-uri. (Desigur, despre asta nu putem vorbi decât într-un mod foarte generalizat, piețele, țările etc. sunt foarte diferite).
Totul începe în acea parte a programului în care încă nu există utilizatori - și în această etapă echipa nu poate avea mai mult de 2-3 persoane și nu poate arde sute de mii de ruble pe lună, dar ar fi mai bine să nu arde orice. Prototipul este gata, ipoteza principală este formulată, s-au început încercările de promovare, s-au strâns fonduri de început - o echipă poate avea 5-6 oameni, poate cheltui câteva sute de mii pe lună, dar trebuie să existe clienți, chiar și dacă se află în modul de testare beta, iar o parte semnificativă din bani ar trebui direcționată nu spre dezvoltare. Produsul a fost creat, clienții îl folosesc și au început să plătească primii bani, am reușit să atragem finanțare serioasă de la business angels - principalul lucru în această etapă este să oprim creșterea costurilor de dezvoltare la un moment dat, concentrându-ne pe afaceri. dezvoltarea și obținerea de metrici durabile; Nu poți cheltui milioane. A fost atinsă o creștere stabilă, a fost atrasă prima rundă de finanțare de risc - acesta nu este un motiv pentru inflația necontrolată a personalului și manipularea neglijentă a banilor, proiectele de succes aici cresc la 10-20 de persoane și își mențin costurile în 50-100. mii de dolari pe lună. etc.

Pe scurt, totul este ca în spațiu, cu o singură diferență.
Acolo - 90% dintre vedete sunt în secvența principală și nu va fi o mare exagerare pentru noi să spunem că 90% dintre startup-uri încearcă să se găsească în afara ei.
Din interviuri și propuneri chiar săptămâna aceasta:
- startup-ul A a cheltuit deja 1,5 milioane USD de-a lungul a doi ani pentru dezvoltarea de produse, cererea pentru soluție nu a fost dovedită, baza de utilizatori nu crește, ei încearcă să atragă încă 2 milioane USD - în principal pentru a continua dezvoltarea (și cine va da ei? și, cel mai important, după ce estimare?),
- startup-ul B a epuizat toți banii strânși în faza de seed, iar fondatorii continuă să-l joace în paralel cu munca principală, în timp ce concurenții au mers înainte într-un ritm bun; la un moment dat, fondatorii nu au luat investiții decente la o estimare bună, încercând să nu estompeze și bazându-se pe propriile forțe, iar acum sunt deja de acord cu o estimare mult mai mică, dar ...,
- startup-ul B încearcă să strângă câteva zeci de milioane de ruble în faza de idee, plănuind să adune o echipă de aproximativ 20 de oameni pentru a crea un prototip și a testa ipoteza;
... etc.

Postat pe feb. 17, 2013 la 14:10 |

Secțiunea este foarte ușor de utilizat. În câmpul propus, introduceți doar cuvântul dorit și vă vom oferi o listă cu semnificațiile acestuia. Aș dori să remarc că site-ul nostru oferă date din diverse surse - dicționare enciclopedice, explicative, de construire a cuvintelor. Aici vă puteți familiariza și cu exemple de utilizare a cuvântului pe care l-ați introdus.

A găsi

Ce înseamnă „secvența principală”?

Dicţionar enciclopedic, 1998

secvența principală

SECVENȚA PRINCIPALA a diagramei Hertzsprung-Russell este o bandă îngustă pe această diagramă, în interiorul căreia se află marea majoritate a stelelor. Încrucișează diagrama în diagonală (de la luminozități și temperaturi ridicate la scăzute). Stelele din secvența principală (în special, Soarele) au aceeași sursă de energie - reacțiile termonucleare ale ciclului hidrogenului. Stelele sunt pe secvența principală pentru aproximativ 90% din timpul evoluției stelare. Aceasta explică concentrația predominantă de stele în regiunea secvenței principale.

Wikipedia

Secvența principală

Secvența principală- o zonă pe diagrama Hertzsprung-Russell care conține stele, a cărei sursă de energie este reacția termonucleară de fuziune a heliului din hidrogen.

Secvența principală este situată în vecinătatea diagonalei diagramei Hertzsprung-Russell și merge din colțul din stânga sus (luminozități mari, tipuri spectrale timpurii) până în colțul din dreapta jos al diagramei. Stelele din secvența principală au aceeași sursă de energie („arderea” hidrogenului, în primul rând ciclul CNO) și, prin urmare, luminozitatea și temperatura lor sunt determinate de masa lor:

L=M,

unde este luminozitatea L si masa M măsurată în unități de luminozitate solară și, respectiv, de masă. Prin urmare, începutul părții din stânga a secvenței principale este reprezentat de stele albastre cu mase de ~50 de mase solare, iar sfârșitul părții din dreapta este reprezentat de pitice roșii cu mase de ~0,0767 de mase solare.

Existența secvenței principale se datorează faptului că stadiul de ardere a hidrogenului este de ~90% din timpul de evoluție al majorității stelelor: arderea hidrogenului în regiunile centrale ale stelei duce la formarea unui miez izoterm de heliu. , trecerea la stadiul gigant roșu și plecarea stelei din secvența principală. Evoluția relativ scurtă a giganților roșii duce, în funcție de masa lor, la formarea de pitice albe, stele neutronice sau găuri negre.

Secțiunea secvenței principale a clusterelor de stele este un indicator al vârstei lor: deoarece rata de evoluție a stelelor este proporțională cu masa lor, pentru clustere există un punct de rupere „stânga” al secvenței principale în regiunea luminozităților mari și clasele spectrale timpurii, care depind de vârsta clusterului, deoarece stelele cu o masă care depășește o anumită limită, dată de vârsta clusterului, au părăsit secvența principală. Durata de viață a unei stele pe secvența principală $\tau_(\rm MS)$ în funcție de masa inițială a stelei Mîn raport cu masa modernă a Soarelui $\begin(smallmatrix)M_(\bigodot)\end(smallmatrix)$ poate fi estimată prin formula empirică:

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

În problema Echilibrului Stelar, s-a discutat că pe diagrama Hertzsprung-Russell (care conectează culoarea și luminozitatea stelelor), majoritatea stelelor cad în „bandă”, care este denumită în mod obișnuit secvența principală. Vedetele își petrec cea mai mare parte a vieții acolo. O trăsătură caracteristică a stelelor din secvența principală este că eliberarea lor principală de energie se datorează „arderii” hidrogenului în miez, spre deosebire de stelele T Tauri sau, de exemplu, giganții, care vor fi discutate în postfață.

S-a mai discutat că diferitele culori („temperatura” suprafeței) și luminozități (energia emisă pe unitatea de timp) corespund unor mase diferite de stele din secvența principală. Gama de mase începe de la zecimi din masa Soarelui (pentru stelele pitice) și se extinde până la sute de mase solare (pentru giganți). Dar masivitatea vine cu prețul unei vieți foarte scurte pe secvența principală: uriașii petrec doar milioane de ani (și chiar mai puțin) pe ea, în timp ce piticii pot trăi pe secvența principală până la zece trilioane de ani.

În această problemă, vom înțelege „din primele principii”, folosind rezultatele problemelor anterioare (Echilibrul Stelar și Rătăcirea Fotonilor), de ce secvența principală este aproape o linie dreaptă pe diagramă și cum sunt legate luminozitatea și masa stelelor. pe el.

Lasa u este energia fotonilor pe unitate de volum (densitatea de energie). Prin definiție, luminozitate L este energia radiată de la suprafața unei stele pe unitatea de timp. În ordinul mărimii \(L\sim \frac(V u)(\tau) \), unde V este volumul stelei, τ este un anumit timp caracteristic pentru transferul acestei energii către exterior (însuși timpul în care fotonul părăsește interiorul stelei). Ca volum, din nou în ordinea mărimii, putem lua R 3, unde R este raza stelei. Timpul de transfer de energie poate fi estimat ca R 2 /lc, Unde l este calea liberă medie, care poate fi estimată ca 1/ρκ (ρ este densitatea materiei stelare, κ este coeficientul de opacitate).

În echilibru, densitatea energiei fotonului este exprimată conform legii Stefan-Boltzmann: u = la 4, unde A este ceva constantă și T este temperatura caracteristică.

Astfel, omițând toate constantele, obținem că luminozitatea L este proporțională cu \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa). \)

Avem și presiunea asta P trebuie echilibrat de gravitație: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)

Comprimarea stelelor în timpul formării lor se oprește atunci când începe o ardere intensă a hidrogenului chiar în centru, care produce o presiune suficientă. Se întâmplă la o anumită temperatură T, care nu depinde de nimic. Prin urmare, în general, temperatura caracteristică (de fapt, aceasta este temperatura din centrul stelei, care nu trebuie confundată cu temperatura de suprafață!) este aceeași pentru stelele din secvența principală.

Sarcină

1) Pentru stele de masă medie (0,5< M/M ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = ν RT ~ ρ T, iar opacitatea (pentru fotoni) este cauzată de împrăștierea Thomson pe electroni liberi, datorită căreia coeficientul de opacitate este constant: κ = const. Găsi dependența luminozității unor astfel de stele de masa lor. Rată luminozitatea unei stele care este de 10 ori mai mare decât Soarele (față de luminozitatea Soarelui).

2) Pentru stelele cu masă mică, presiunea este încă determinată de presiunea gazului, iar coeficientul de opacitate este determinat în principal de alte împrăștieri și este dat de aproximarea Kramers: κ ~ ρ/ T 7/2 . Decide aceeași problemă pentru stelele de masă mică prin estimarea luminozității unei stele care este de 10 ori mai luminoasă decât Soarele.

3) Pentru stelele masive cu mase mai mari de câteva zeci de mase solare, coeficientul de opacitate se datorează numai împrăștierii Thomson (κ = const), în timp ce presiunea se datorează presiunii fotonilor, nu gazului ( P ~ T 4). Găsi dependența luminozității de masă pentru astfel de stele și rată luminozitatea unei stele care este de 100 de ori mai masivă decât Soarele (ai grijă, nu poți compara cu Soarele aici, trebuie să faci un pas intermediar).

Sfat 1

Acceptând asta M ~ ρ R 3, folosiți expresii aproximative pentru luminozitate și presiune, precum și o expresie pentru densitate și opacitate pentru a scăpa de ρ. Temperatura caracteristica T este același peste tot, așa cum s-a menționat mai sus, deci poate fi, de asemenea, omis peste tot.

Sfat 2

În ultimul paragraf, există o dependență pentru stelele cu masă solară și alta pentru cele grele, deci este imposibil să se compare imediat cu Soarele. În schimb, mai întâi calculați luminozitatea pentru o anumită masă intermediară (de exemplu, 10 mase solare) folosind formula pentru stelele de masă medie, apoi utilizați formula pentru stelele masive pentru a afla luminozitatea unei stele de 100 de ori mai grea decât Soarele.

Decizie

Pentru stele în care presiunea opusă gravitației este asigurată de presiunea unui gaz ideal P ~ ρ T, poti sa scrii P ~ Mρ/ R~ ρ (presupunând T pentru o constantă). Astfel, pentru astfel de vedete obținem asta M ~ R pe care o vom folosi mai jos.

Rețineți că această expresie spune că o stea care este de 10 ori mai mare decât Soarele are o rază de aproximativ 10 ori mai mare.

1) Luând κ și T pentru constante, precum și setarea ρ ~ M/R 3 și folosind relația obținută mai sus, obținem pentru stele de masă medie L ~ M 3 . Aceasta înseamnă că o stea de 10 ori mai masivă decât Soarele va radia de 1000 de ori mai multă energie pe unitatea de timp (cu o rază care depășește doar de 10 ori a soarelui).

2) Pe de altă parte, pentru stelele de masă mică, presupunând κ ~ ρ/ T 7/2 (T- încă o constantă), avem L ~ M 5 . Adică, o stea care este de 10 ori mai puțin masivă decât Soarele are o luminozitate de 100.000 de ori mai mică decât Soarele (din nou, cu o rază mai mică de 10 ori).

3) Pentru cele mai masive stele, raportul M ~ R nu mai functioneaza. Deoarece presiunea este furnizată de presiunea fotonului, P ~ Mρ/ r ~ T 4 ~ const. Prin urmare, M ~ R 2, și L ~ M. Este imposibil să comparați imediat cu Soarele, deoarece pentru stelele cu mase solare există o dependență diferită. Dar am aflat deja că o stea de 10 ori mai masivă decât Soarele are o luminozitate de 1000 de ori mai mare. Poți compara cu o astfel de stea, dă că steaua este de 100 de ori mai masivă decât Soarele, radiază de aproximativ 10.000 de ori mai multă energie pe unitatea de timp. Toate acestea determină forma curbei secvenței principale pe diagrama Hertzsprung-Russell (Fig. 1).

Postfaţă

Ca exercițiu, să evaluăm și panta curbei secvenței principale din diagrama Hertzsprung-Russell. Pentru simplitate, luați în considerare cazul L ~ M 4 - varianta de mijloc intre cele doua considerate in solutie.

Prin definiție, temperatura efectivă („temperatura” suprafeței) este

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

unde σ este o constantă. Dat fiind M ~ R(după cum am găsit mai sus), avem (în medie) \(L\sim T_(\rm eff)^8 \) pentru stelele din secvența principală. Adică, temperatura suprafeței unei stele care este de 10 ori mai masivă decât Soarele (și strălucește de 1000 de ori mai intens) va fi de 15.000 K, iar pentru o stea cu o masă de 10 ori mai mică decât Soarele (care strălucește 100.000 K). ori mai puţin intens) - aproximativ 1500 K .

Rezuma. În interiorul stelelor din secvența principală, „încălzirea” are loc cu ajutorul arderii termonucleare a hidrogenului. O astfel de ardere este o sursă de energie care este suficientă pentru trilioane de ani pentru cele mai ușoare stele, pentru miliarde de ani pentru stelele cu masă solară și pentru milioane de ani pentru cele mai grele.

Această energie este transformată în energia cinetică a gazului și în energia fotonilor, care, interacționând între ei, transferă această energie la suprafață și oferă, de asemenea, suficientă presiune pentru a contracara contracția gravitațională a stelei. (Dar cele mai luminoase stele ( M < 0,5M☉) și grele ( M > 3M☉) transferul are loc și cu ajutorul convecției.)

Pe fiecare dintre diagramele din fig. 3 prezintă stele din același cluster, deoarece stelele din același cluster probabil s-au format în același timp. Diagrama din mijloc arată stelele din clusterul Pleiadelor. După cum puteți vedea, clusterul este încă foarte tânăr (vârsta lui este estimată la 75-150 milioane n.s.), iar majoritatea stelelor se află pe secvența principală.

Diagrama din stânga arată un cluster care tocmai s-a format (cu o vechime de până la 5 milioane de ani), în care majoritatea stelelor nici măcar nu s-au „născut” încă (dacă intrarea în secvența principală este considerată o naștere). Aceste stele sunt foarte strălucitoare, deoarece cea mai mare parte a energiei lor se datorează nu reacțiilor termonucleare, ci contracției gravitaționale. De fapt, ele încă se contractă, mișcându-se treptat în jos pe diagrama Hertzsprung-Russell (după cum arată săgeata) până când temperatura din centru crește suficient pentru a începe reacții termonucleare eficiente. Apoi steaua va fi pe secvența principală (linia neagră din diagramă) și va fi acolo pentru ceva timp. De asemenea, este de remarcat faptul că cele mai grele stele ( M > 6M☉) se nasc deja pe secvența principală, adică atunci când se formează, temperatura din centru este deja suficient de ridicată pentru a iniția arderea termonucleară a hidrogenului. Din această cauză, nu vedem protostele grele (în stânga) în diagramă.

Diagrama din dreapta arată un grup vechi (vechi de 12,7 miliarde de ani). Se poate observa că majoritatea stelelor au părăsit deja secvența principală, deplasându-se „în sus” în diagramă și devenind giganți roșii. Despre asta vom vorbi mai detaliat, precum și ramura orizontală, altă dată. Cu toate acestea, merită remarcat aici că cele mai grele stele părăsesc secvența principală înaintea oricui (am observat deja că trebuie să plătiți pentru luminozitate mare cu o viață scurtă), în timp ce stelele cele mai ușoare (în dreapta secvenței principale) continua să fii pe ea. Astfel, dacă „punctul de inflexiune” este cunoscut pentru cluster - locul în care secvența principală se rupe și începe ramura uriașă, se poate estima destul de precis cu câți ani în urmă s-au format stelele, adică să se găsească vârsta clusterului. . Prin urmare, diagrama Hertzsprung-Russell este utilă și pentru identificarea clusterelor stelare foarte tinere și foarte vechi.