Soarele nostru are o masă de 1,99 × 10 27 de tone - de 330 de mii de ori mai greu decât Pământul. Dar aceasta este departe de limită. Cea mai grea dintre stele descoperite, R136a1, cântărește până la 256 de sori. A, steaua cea mai apropiată de noi, a depășit cu greu o zecime din raza stelei noastre. Masa unei stele poate fi surprinzător de diferită - dar există vreo limită? Și de ce este atât de important pentru astronomi?

Masa este una dintre cele mai importante și neobișnuite caracteristici ale unei stele. Potrivit acesteia, astronomii pot spune cu exactitate despre vârsta stelei și despre soarta ei ulterioară. Mai mult decât atât, masivitatea determină puterea compresiei gravitaționale a stelei - condiția principală pentru ca miezul stelei să se „aprindă” într-o reacție termonucleară și să înceapă. Prin urmare, masa este un criteriu de trecere în categoria stele. Obiectele prea ușoare, cum ar fi , nu vor putea străluci cu adevărat - iar obiectele prea grele intră în categoria obiectelor extreme după tip.

Și, în același timp, oamenii de știință abia pot calcula masa unei stele - singurul luminar a cărui masă este cunoscută cu siguranță este a noastră. Pământul nostru a ajutat să aducă o asemenea claritate. Cunoscând masa planetei și viteza acesteia, este posibil să se calculeze masa stelei însăși pe baza celei de-a treia legi a lui Kepler, modificată de celebrul fizician Isaac Newton. Johannes Kepler a dezvăluit relația dintre distanța de la planetă la stea și viteza revoluției complete a planetei în jurul stelei, iar Newton și-a completat formula cu masele stelei și ale planetei. O versiune modificată a celei de-a treia legi a lui Kepler este adesea folosită de astronomi - și nu numai pentru a determina masa stelelor, ci și a altor obiecte spațiale care alcătuiesc împreună.

Până acum, putem doar ghici despre luminarii îndepărtați. Cea mai perfectă (din punct de vedere al preciziei) este metoda de determinare a masei sistemelor stelare. Eroarea sa este „doar” 20–60%. O astfel de inexactitate este critică pentru astronomie - dacă Soarele ar fi fost cu 40% mai ușor sau mai greu, viața pe Pământ nu ar fi apărut.

În cazul măsurării masei stelelor unice, în apropierea cărora nu există obiecte vizibile a căror orbită poate fi folosită pentru calcule, astronomii fac compromisuri. Astăzi se citește că masa stelelor unuia este aceeași. De asemenea, oamenii de știință sunt ajutați de relația dintre masă cu luminozitatea sau stelele, deoarece ambele caracteristici depind de puterea reacțiilor nucleare și de dimensiunea stelei - indicatori direcți ai masei.

Valoarea masei stelei

Secretul masivității stelelor nu constă în calitate, ci în cantitate. Soarele nostru, ca majoritatea stelelor, este compus în proporție de 98% din cele mai ușoare două elemente din natură, hidrogen și heliu. Dar, în același timp, 98% din masa întregului este colectată în el!

Cum se pot reuni astfel de substanțe ușoare în bile uriașe care arde? Acest lucru necesită spațiu liber de corpuri cosmice mari, mult material și o împingere inițială - astfel încât primele kilograme de heliu și hidrogen să înceapă să se atragă reciproc. În norii moleculari, unde se nasc stelele, nimic nu împiedică acumularea hidrogenului și heliului. Sunt atât de multe încât gravitația începe să împingă forțat nucleele atomilor de hidrogen. Aceasta începe o reacție termonucleară, în timpul căreia hidrogenul este transformat în heliu.

Este logic că cu cât masa unei stele este mai mare, cu atât luminozitatea acesteia este mai mare. Într-adevăr, într-o stea masivă există mult mai mult „combustibil” cu hidrogen pentru o reacție termonucleară, iar compresia gravitațională care activează procesul este mai puternică. Dovada este cea mai masivă stea, R136a1, menționată la începutul articolului - fiind de 256 de ori mai mare ca greutate, strălucește de 8,7 milioane de ori mai strălucitoare decât steaua noastră!

Dar masivitatea are și un dezavantaj: datorită intensității proceselor, hidrogenul „se arde” mai repede în reacțiile termonucleare din interior. Prin urmare, stelele masive nu trăiesc foarte mult la scară cosmică - câteva sute sau chiar zeci de milioane de ani.

• Un fapt interesant: atunci când masa unei stele depășește masa Soarelui de 30 de ori, aceasta poate trăi nu mai mult de 3 milioane de ani - indiferent de cât de mult este masa sa de peste 30 de ori masa Soarelui. Acest lucru se datorează depășirii limitei de radiație Eddington. Energia stelei transcendente devine atât de puternică încât rupe substanța luminii în fluxuri - și cu cât steaua este mai masivă, cu atât pierderea de masă devine mai mare.

Mai sus, am luat în considerare principalele procese fizice asociate cu masa unei stele. Și acum să încercăm să ne dăm seama ce stele pot fi „făcute” cu ajutorul lor.

Reshebnik la astronomie clasa a 11-a pentru lecția numărul 25 (caiet de lucru) - Evoluția stelelor

1. Conform datelor prezentate în tabelul următor, marcați poziția stelelor corespunzătoare pe diagrama Hertzsprung-Russell (Fig. 25.1), apoi completați tabelul cu caracteristicile lipsă.

Desenarea poziției stelelor pe o diagramă este ilustrată de exemplul Soarelui. Stelele sunt reprezentate la intersecția coordonatelor de luminozitate și temperatură.

2. Folosind diagrama Hertzsprung-Russell (Fig. 25.1), determinați culoarea, temperatura, tipul spectral și magnitudinea absolută a stelelor situate pe secvența principală și având o luminozitate (în luminozitățile Soarelui) egală cu 0,01; 100; 10 OOO. Înregistrați datele obținute în tabel.

3. Indicați succesiunea etapelor evoluției Soarelui:

a) răcirea unei pitici albe;
b) compactarea maselor de gaze si praf;
c) contracția într-o protostea;
d) contracția gravitațională a unei gigante roșii;
e) stadiu staționar (sursă de radiație - reacție termonucleară);
f) o gigantă roșie cu miez de heliu în expansiune.

b - c - d - e - f - a

4. Studiind masele stelelor și luminozitățile acestora, s-a constatat că pentru stelele aparținând secvenței principale, în interval, luminozitatea (L) a unei stele este proporțională cu puterea a patra a masei sale: L~M 4. . Efectuați calculele necesare și indicați pe diagrama Hertzsprung-Russell (Fig. 25.1) locația stelelor cu mase: 0,5, 5 și 10.

5. Calculele arată că timpul t (în ani) al șederii unei stele pe secvența principală a diagramei Hertzsprungs-Russell poate fi estimat folosind formula t, unde M este masa stelei în mase solare. Determinați timpul petrecut de steaua în secvența principală (durata de viață).

SECVENȚA PRINCIPALA, în astronomie, regiunea de pe DIAGRAMA HERTZSPRUNG RUSSELL în care sunt situate cele mai multe stele, inclusiv Soarele. Se întinde în diagonală de la stelele fierbinți și strălucitoare din stânga sus până la stele reci și slabe din dreapta jos... ... Dicționar enciclopedic științific și tehnic

Diagramele Hertzsprung Ressell, banda îngustă din această diagramă, în care se află marea majoritate a stelelor. Încrucișează diagrama în diagonală (de la luminozități și temperaturi ridicate la scăzute). Stele din secvența principală (la ...... Dicţionar enciclopedic

Setul de stele similare fizic cu Soarele și care se formează pe diagrama stărilor (diagrama Hertzsprung-Russell (vezi diagrama Hertzsprung-Russell)) este practic o secvență cu un singur parametru. De-a lungul G. p. diagrame...... Marea Enciclopedie Sovietică

Diagramele Hertzsprung Ressell, o bandă îngustă pe această diagramă, în cadrul căreia se află marea majoritate a stelelor. Încrucișează diagrama în diagonală (de la luminozități ridicate la scăzute și temp. p). Stele lui G. p. (acestea, în special, includ ... ... Științele naturii. Dicţionar enciclopedic

Secvența principală a diagramei Hertzsprung Ressell este o bandă îngustă pe această diagramă, în cadrul căreia se află marea majoritate a stelelor. Încrucișează diagrama în diagonală (de la luminozități și temperaturi ridicate la scăzute). Stele…… Dicţionar enciclopedic mare

Secvența principală a diagramei Hertzsprung-Russell- diagrama exprimă relația dintre luminozitatea și temperatura stelelor (clasa spectrală sau indicele de culoare al unor caracteristici obiective ale stelelor), pe ea stelele similare ca proprietăți fizice ocupă zone separate: principalele ... ... Începuturile științelor naturale moderne

Un set de stele care sunt similare fizic cu Soarele și formează o singură secvență pe diagrama spectrului de luminozitate (vezi diagrama Hertzsprung Russell) în care luminozitățile scad monoton odată cu scăderea temperaturii suprafeței, a masei și... ... Dicţionar astronomic

SECVENȚA INTERMEDIARĂ- - logica actiunilor unui tert in vederea solutionarii unui conflict interpersonal. Include 17 pași de bază. 1. Încercați să prezentați o imagine generală a conflictului și să pătrundeți în esența acestuia, analizând informațiile de care dispunem. Estimare……

SECVENȚA DE AUTOREZOLUȚIE A CONFLICTULUI- - logica acţiunilor întreprinse de un adversar mai competent din punct de vedere psihologic pentru a pune capăt conflictului interpersonal. Include 17 pași de bază. 1. Nu te mai lupta cu adversarul tău. Să înțelegi că prin conflict nu va fi posibil să-ți protejezi propriul... ... Dicţionar Enciclopedic de Psihologie şi Pedagogie

- ... Wikipedia

Cărți

• Biblie. Cărțile Sfintelor Scripturi ale Vechiului și Noului Testament, . Cartea principală a omenirii! Index al lecturilor Evangheliei și apostolice ale bisericii. Secvența evenimentelor conform celor patru evangheliști...
• Sărbători în rusă, Maxim Syrnikov. Principala caracteristică a sărbătorilor rusești este secvența lor strictă, alinierea, regularitatea, o combinație de luminozitate și tonuri medii, mare tristețe și mare bucurie, post indispensabil ...

În 1910, doi astronomi - danezul Einar Hertzsprung și americanul Henry Ressell - au decis în mod independent să afle cum depinde luminozitatea unei stele de tipul sau culoarea ei spectrală. Pentru a face acest lucru, ei au trasat pe grafic datele tuturor tipurilor spectrale și luminozităților stelelor cunoscute la acel moment. În partea stângă a diagramei sunt stele fierbinți albe și albastre, în dreapta - roșii „reci”, sus - cele care emit multă energie, în jos - cele care „zgârcesc” la radiații. Dacă dependența spectru-luminozitate ar fi lipsită de ambiguitate, pe diagramă s-ar forma o linie dreaptă; dacă nu ar exista deloc dependență, punctele ar fi situate pe întreg câmpul diagramei.

S-a dovedit cu totul altceva: punctele corespunzătoare anumitor stele au fost grupate în zone diferite. Cele mai multe dintre ele (aproximativ 90%) sunt situate pe o diagonală desenată din colțul din stânga sus (stele din clasele O și B, care iradiază multă energie) până în colțul din dreapta jos (stele roșii slabe). Astronomii au numit această diagonală „secvența principală”. Întinzându-se orizontal deasupra se află o succesiune de stele cu cea mai mare luminozitate, care se numesc giganți, deoarece pentru a radia atât de multă energie, steaua trebuie să aibă o suprafață foarte mare. Chiar mai sus, deasupra secvenței de giganți, sunt hipergiganți și supergiganți, iar între giganți și secvența principală sunt subgiganți.

O altă zonă a fost umplută - în colțul din stânga jos sunt stele fierbinți de luminozitate scăzută, care se numesc pitice albe - până la urmă, pentru a radia puțină energie, o stea fierbinte trebuie să fie foarte mică.

La început, oamenilor de știință li s-a părut că, de-a lungul vieții, stelele călătoresc de-a lungul secvenței principale - pierzând treptat energie și răcindu-se. Cu toate acestea, în realitate, totul pare mai complicat. O stea „nou-născută” aproape imediat „aterizează” pe secvența principală, iar locul ei în ea depinde în primul rând de masă - cu cât masa este mai mare, cu atât poziția pe care o ocupă este mai mare. Acolo vedeta își petrece cea mai mare parte a vieții. De aceea, pe secvența principală s-au „adunat” cel mai mare număr de stele.

Dar când „combustibilul” cu hidrogen se termină, steaua începe să-și schimbe aspectul. Învelișul său începe să se umfle, steaua crește rapid și trece în clasa giganților roșii, schimbându-și locul pe diagramă. Apoi carcasa de răcire este vărsată - și rămâne doar miezul înroșit al stelei. S-a născut o nouă pitică albă.

Așa trăiesc stelele din secvența principală, inclusiv Soarele nostru. Pentru alte tipuri de vedete, „biografia” este atât mai complicată, cât și mai bogată în evenimente.

Folosind diagrama Hertzsprung-Russell, este adesea posibil să se determine vârsta clusterelor stelare îndepărtate. Dacă toate stelele cluster se află pe secvența principală, clusterul este tânăr; dacă unele dintre stele au părăsit deja secvența principală, vârsta sa este cu un ordin de mărime mai mare.

În problema Echilibrul 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 de tip T Taur sau, de exemplu, de giganți, care vor fi discutate în postfață.

S-a mai discutat că diferitele culori („temperatura” suprafeței) și luminozități (energie emisă pe unitatea de timp) corespund unor mase diferite de stele din secvența principală. Gama de masă 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: giganții 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- volumul stelei, τ - un anumit timp caracteristic pentru transferul acestei energii spre exterior (același timp pentru 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 caracteristică 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, de 10 ori masa Soarelui) folosind formula pentru stele de mase medii, apoi, folosind formula pentru stele masive, găsiți luminozitatea unei stele de 100 de ori mai grea decât soarele.

Decizie

Pentru stelele în care presiunea care se opune 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 de numai 10 ori mai mare decât 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 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 se poate observa, clusterul este încă foarte tânăr (vârsta sa este estimată la 75–150 milioane ns), iar majoritatea stelelor se află în 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, în diagramă nu vedem protostele grele (în stânga).

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.