Hviezdy sú veľmi odlišné: malé a veľké, svetlé a nie veľmi jasné, staré a mladé, horúce a studené, biele, modré, žlté, červené atď.

Hertzsprung-Russellov diagram vám umožňuje pochopiť klasifikáciu hviezd.

Ukazuje vzťah medzi absolútnou magnitúdou, svietivosťou, spektrálnym typom a povrchovou teplotou hviezdy. Hviezdy v tomto diagrame nie sú usporiadané náhodne, ale tvoria dobre definované oblasti.

Väčšina hviezd sa nachádza na tzv hlavná sekvencia. Existencia hlavnej postupnosti je spôsobená skutočnosťou, že štádium horenia vodíka je ~ 90 % evolučného času väčšiny hviezd: horenie vodíka v centrálnych oblastiach hviezdy vedie k vytvoreniu izotermického héliového jadra, prechod do štádia červeného obra a odchod hviezdy z hlavnej sekvencie. Relatívne krátky vývoj červených obrov vedie v závislosti od ich hmotnosti k vzniku bielych trpaslíkov, neutrónových hviezd alebo čiernych dier.

Keďže sa hviezdy nachádzajú v rôznych štádiách svojho evolučného vývoja, delia sa na normálne hviezdy, trpasličie hviezdy a obrovské hviezdy.

Normálne hviezdy sú hviezdy hlavnej postupnosti. Naše slnko je jedným z nich. Niekedy sa také normálne hviezdy ako Slnko nazývajú žltými trpaslíkmi.

žltý trpaslík

Žltý trpaslík je typ malej hviezdy hlavnej postupnosti s hmotnosťou medzi 0,8 a 1,2 hmotnosti Slnka a povrchovou teplotou 5000–6000 K.

Životnosť žltého trpaslíka je v priemere 10 miliárd rokov.

Po vyhorení celej zásoby vodíka sa hviezda mnohonásobne zväčší a zmení sa na červeného obra. Príkladom tohto typu hviezdy je Aldebaran.

Červený obr vyvrhne svoje vonkajšie vrstvy plynu, čím vytvorí planetárne hmloviny a jadro sa zrúti do malého, hustého bieleho trpaslíka.

Červený obr je veľká červenkastá alebo oranžová hviezda. Vznik takýchto hviezd je možný tak v štádiu vzniku hviezd, ako aj v neskorších štádiách ich existencie.

V ranom štádiu hviezda vyžaruje v dôsledku gravitačnej energie uvoľnenej počas kompresie, až kým kompresiu nezastaví nástup termonukleárnej reakcie.

V neskorších štádiách vývoja hviezd, po vyhorení vodíka v ich vnútri, hviezdy zostupujú z hlavnej postupnosti a presúvajú sa do oblasti červených obrov a supergigantov Hertzsprung-Russellovho diagramu: táto fáza trvá asi 10 % čas „aktívneho“ života hviezd, teda štádiá ich vývoja, počas ktorých prebiehajú nukleosyntetické reakcie vo vnútri hviezd.

Obrovská hviezda má relatívne nízku povrchovú teplotu, približne 5000 stupňov. Obrovský polomer, dosahujúci 800 slnečných lúčov a vďaka takým veľkým rozmerom aj obrovská svietivosť. Maximum žiarenia dopadá na červenú a infračervenú oblasť spektra, preto sa nazývajú červení obri.

Najväčší z obrov sa mení na červených supergigantov. Hviezda s názvom Betelgeuse v súhvezdí Orion je najvýraznejším príkladom červeného supergianta.

Trpasličí hviezdy sú opakom obrov a môžu byť nasledovné.

Biely trpaslík je to, čo zostane z obyčajnej hviezdy s hmotnosťou nepresahujúcou 1,4 hmotnosti Slnka po prechode cez stupeň červeného obra.

Kvôli absencii vodíka v jadre takýchto hviezd neprebieha termonukleárna reakcia.

Bieli trpaslíci sú veľmi hustí. Nie sú väčšie ako Zem, ale ich hmotnosť sa dá porovnať s hmotnosťou Slnka.

Sú to neuveriteľne horúce hviezdy, ktoré dosahujú teploty 100 000 stupňov alebo viac. Svietia na svoju zostávajúcu energiu, no tá sa časom minie a jadro sa ochladí a zmení sa na čierneho trpaslíka.

Červení trpaslíci sú najbežnejšie objekty hviezdneho typu vo vesmíre. Odhady ich početnosti sa pohybujú od 70 do 90 % z počtu všetkých hviezd v galaxii. Sú dosť odlišné od ostatných hviezd.

Hmotnosť červených trpaslíkov nepresahuje tretinu hmotnosti Slnka (dolná hranica hmotnosti je 0,08 Slnka, nasledujú hnedí trpaslíci), povrchová teplota dosahuje 3500 K. Červení trpaslíci majú spektrálny typ M alebo neskorý K. Hviezdy tohto typu vyžarujú veľmi málo svetla, niekedy až 10 000-krát menšie ako Slnko.

Vzhľadom na ich nízku radiáciu nie je žiadny z červených trpaslíkov viditeľný zo Zeme voľným okom. Dokonca aj červený trpaslík najbližšie k Slnku, Proxima Centauri (najbližšia hviezda v trojitom systéme k Slnku) a najbližší samostatný červený trpaslík, Barnardova hviezda, majú zdanlivú magnitúdu 11,09 a 9,53. Voľným okom je zároveň možné pozorovať hviezdu s magnitúdou až 7,72.

Vďaka nízkej rýchlosti spaľovania vodíka majú červení trpaslíci veľmi dlhú životnosť – od desiatok miliárd až po desiatky biliónov rokov (červený trpaslík s hmotnosťou 0,1 hmotnosti Slnka bude horieť 10 biliónov rokov).

U červených trpaslíkov sú termonukleárne reakcie s héliom nemožné, takže sa nemôžu zmeniť na červených obrov. Postupom času sa postupne zmenšujú a zahrievajú stále viac, až kým nevyčerpajú celú zásobu vodíkového paliva.

Postupne sa podľa teoretických koncepcií menia na modrých trpaslíkov - hypotetickú triedu hviezd, pričom žiadnemu z červených trpaslíkov sa zatiaľ nepodarilo premeniť na modrého trpaslíka a následne na bielych trpaslíkov s héliovým jadrom.

Hnedý trpaslík - subhviezdne objekty (s hmotnosťou v rozmedzí približne 0,01 až 0,08 hmotnosti Slnka, resp. od 12,57 do 80,35 hmotnosti Jupitera a priemerom približne rovným priemeru Jupitera), v hĺbke ktorých na rozdiel od hlavných sekvenčných hviezd, nedochádza k termonukleárnej fúznej reakcii s premenou vodíka na hélium.

Minimálna teplota hviezd hlavnej postupnosti je asi 4000 K, teplota hnedých trpaslíkov leží v rozmedzí od 300 do 3000 K. Hnedí trpaslíci sa počas celého života neustále ochladzujú, pričom čím je trpaslík väčší, tým sa ochladzuje pomalšie.

podhnedí trpaslíci

Subhnedí trpaslíci alebo hnedí trpaslíci sú studené útvary, ktoré sa nachádzajú pod hranicou hmotnosti hnedého trpaslíka. Ich hmotnosť je menšia ako asi jedna stotina hmotnosti Slnka, respektíve 12,57 hmotnosti Jupitera, spodná hranica nie je definovaná. Bežnejšie sa považujú za planéty, hoci vedecká komunita ešte nedospela ku konečnému záveru o tom, čo sa považuje za planétu a čo je podhnedý trpaslík.

čierny trpaslík

Čierni trpaslíci sú bieli trpaslíci, ktorí sa ochladili, a preto nežiaria vo viditeľnom rozsahu. Predstavuje posledné štádium evolúcie bielych trpaslíkov. Hmotnosti čiernych trpaslíkov, rovnako ako hmotnosti bielych trpaslíkov, sú zhora obmedzené 1,4 hmotnosti Slnka.

Dvojhviezda sú dve gravitačne viazané hviezdy, ktoré sa otáčajú okolo spoločného ťažiska.

Niekedy existujú sústavy troch a viacerých hviezd, v takom všeobecnom prípade sa systém nazýva viacnásobná hviezda.

V prípadoch, keď takýto hviezdny systém nie je príliš vzdialený od Zeme, možno jednotlivé hviezdy rozlíšiť pomocou ďalekohľadu. Ak je vzdialenosť významná, potom pochopiť, že pred astronómami je dvojitá hviezda možná iba nepriamymi znakmi - kolísaním jasu spôsobeným periodickými zatmeniami jednej hviezdy druhou a niektorými ďalšími.

Nová hviezda

Hviezdy, ktoré náhle zvýšia svoju svietivosť o faktor 10 000. Nova je binárny systém pozostávajúci z bieleho trpaslíka a sprievodnej hviezdy hlavnej postupnosti. V takýchto systémoch plyn z hviezdy postupne prúdi do bieleho trpaslíka a pravidelne tam exploduje, čo spôsobí výbuch jasu.

Supernova

Supernova je hviezda, ktorá končí svoj vývoj v katastrofickom výbušnom procese. Vzplanutie v tomto prípade môže byť o niekoľko rádov väčšie ako v prípade novej hviezdy. Takáto silná explózia je dôsledkom procesov prebiehajúcich vo hviezde v poslednom štádiu vývoja.

neutrónová hviezda

Neutrónové hviezdy (NS) sú hviezdne útvary s hmotnosťou rádovo 1,5 hmotnosti Slnka a veľkosťami výrazne menšími ako bieli trpaslíci, pričom typický polomer neutrónovej hviezdy je pravdepodobne rádovo 10-20 kilometrov.

Pozostávajú prevažne z neutrálnych subatomárnych častíc – neutrónov, tesne stlačených gravitačnými silami. Hustota takýchto hviezd je extrémne vysoká, je úmerná a podľa niektorých odhadov môže byť niekoľkonásobne vyššia ako priemerná hustota atómového jadra. Jeden kubický centimeter hmoty NZ by vážil stovky miliónov ton. Gravitačná sila na povrchu neutrónovej hviezdy je asi 100 miliárd krát väčšia ako na Zemi.

V našej Galaxii môže byť podľa vedcov od 100 miliónov do 1 miliardy neutrónových hviezd, teda niekde okolo jednej z tisíc obyčajných hviezd.

Pulzary

Pulzary sú kozmické zdroje elektromagnetického žiarenia prichádzajúceho na Zem vo forme periodických výbojov (impulzov).

Podľa dominantného astrofyzikálneho modelu sú pulzary rotujúce neutrónové hviezdy s magnetickým poľom, ktoré je naklonené k osi rotácie. Keď Zem spadne do kužeľa vytvoreného týmto žiarením, je možné zaznamenať pulz žiarenia, ktorý sa opakuje v intervaloch rovnajúcich sa perióde otáčania hviezdy. Niektoré neutrónové hviezdy vykonajú až 600 otáčok za sekundu.

cefeid

Cefeidy sú triedou pulzujúcich premenných hviezd s pomerne presným vzťahom medzi periódou a svietivosťou, pomenované podľa hviezdy Delta Cephei. Jednou z najznámejších cefeíd je Polárka.

Vyššie uvedený zoznam hlavných typov (typov) hviezd s ich stručnými charakteristikami samozrejme nevyčerpáva celú možnú škálu hviezd vo vesmíre.

Hertzsprung-Russell diagram (HR diagram)

© Vedomosti sú sila

Hertzsprungov-Russellov diagram

Najdôležitejšie fyzikálne vlastnosti hviezdy sú teplota a absolútna magnitúda. Indikátory teploty úzko súvisia s farbou hviezdy a absolútnou hviezdnou magnitúdou - so spektrálnym typom. Pripomeňme, že podľa aktuálne používanej klasifikácie sú hviezdy v súlade so svojimi spektrami, ako už bolo spomenuté v časti stránky „Spektrálne triedy“, rozdelené do siedmich hlavných spektrálnych tried. Sú označené latinskými písmenami O, B, A, F, G, K, M. V tomto poradí teplota hviezd klesá z niekoľkých desiatok tisíc stupňov pre triedu O (veľmi horúce hviezdy) na 2000-3000 stupňov pre hviezdy triedy M..

Tie. miera lesku, vyjadrená ako množstvo energie vyžarovanej hviezdou. Dá sa to vypočítať teoreticky, ak poznáme vzdialenosť k hviezde.

V roku 1913 dánsky astronóm Einar Hertzsprung a Američan Henry Norris Ressel nezávisle od seba prišli s rovnakou myšlienkou zostaviť teoretický graf spájajúci dva hlavné hviezdne parametre – teplotu a absolútnu hviezdnu veľkosť. Výsledkom bol diagram, ktorý dostal mená dvoch astronómov - Hertzsprungov-Russellov diagram (skr. HRD), alebo, jednoduchšie, G-R diagram. Ako uvidíme neskôr, Hertzsprung-Russellov diagram pomáha pochopiť vývoj hviezd. Okrem toho sa široko používa na určovanie vzdialeností k hviezdokopám.

Každý bod na tomto diagrame zodpovedá hviezde. Na osi y (vertikálna os) je vynesená svietivosť hviezdy a na osi x (horizontálna os) teplota jej povrchu. Ak určíme jej teplotu podľa farby hviezdy, budeme mať k dispozícii jednu z hodnôt potrebných na zostavenie G-R diagramu. Ak je známa vzdialenosť k hviezde, potom jej zdanlivý jas na oblohe možno použiť na určenie svietivosti. Potom budeme mať k dispozícii obe veličiny potrebné na zostavenie G-R diagramu a budeme môcť na tento diagram umiestniť bod, ktorý zodpovedá našej hviezde.

Slnko je v diagrame umiestnené oproti svietivosti 1 a keďže povrchová teplota slnka je 5800 stupňov, je takmer v strede H-R diagramu.

Na obrázku vyššie sú umiestnené hviezdy so svietivosťou väčšou ako slnko. Napríklad číslo 1000 znamená, že na tejto úrovni sa nachádzajú hviezdy, ktorých svietivosť je 1000-krát väčšia ako svietivosť Slnka.

Nižšie ležia hviezdy s menšou svietivosťou, ako napríklad Sirius B - biely trpaslík zo systému Sirius. Hviezdy, ktoré sú teplejšie ako Slnko, ako napríklad Sirius A a Zeta Aurigae B, horúca hviezda zo systému Zeta Aurigae a Spica v súhvezdí Panna, ležia naľavo od Slnka. Chladnejšie hviezdy, ako Betelgeuse a červený supergiant zo systému Zeta Aurigae, ležia vpravo.

Keďže studené hviezdy vyžarujú červené svetlo a horúce hviezdy biele alebo modré svetlo, diagram ukazuje červené hviezdy vpravo a biele alebo modré hviezdy vľavo. V hornej časti diagramu sú hviezdy s vysokou svietivosťou a v dolnej časti - s nízkou svietivosťou.

Hlavná sekvencia

Väčšina hviezd v H-R diagrame je umiestnená v diagonálnom pruhu, ktorý prechádza z ľavého horného rohu do pravého dolného rohu. Táto kapela sa volá "hlavná sekvencia" . Hviezdy na ňom sa nazývajú "hviezdy hlavnej postupnosti". Naše Slnko patrí medzi hviezdy hlavnej postupnosti a nachádza sa v tej jej časti, ktorá zodpovedá žltým hviezdam. V hornej časti hlavnej postupnosti sú najjasnejšie a najhorúcejšie hviezdy a vpravo dole sú najtmavšie a v dôsledku toho dlhoveké.

Hviezdy hlavnej postupnosti sú v „najpokojnejšej“ a najstabilnejšej fáze svojej existencie, alebo, ako sa hovorí, vo fáze života.

Zdrojom ich energie je. Podľa moderných odhadov teórie hviezdneho vývoja tvorí táto fáza asi 90 % života akejkoľvek hviezdy. Preto väčšina hviezd patrí do hlavnej postupnosti.

Podľa teórie hviezdneho vývoja, keď sa zásoba vodíka vo vnútri hviezdy minie, hviezda opustí hlavnú postupnosť a odchýli sa doprava. V tomto prípade teplota hviezdy vždy klesá a veľkosť sa rýchlo zvyšuje. Začína sa zložitý, stále sa zrýchľujúci pohyb hviezdy pozdĺž diagramu.

Červení obri a bieli trpaslíci

Samostatne - vpravo a nad hlavnou postupnosťou je skupina hviezd s veľmi vysokou svietivosťou, pričom teplota takýchto hviezd je pomerne nízka - ide o tzv. obrie hviezdy a supergiganti . Ide o studené hviezdy (cca 3000°C), ktoré sú však oveľa jasnejšie ako hviezdy s rovnakou teplotou v hlavnej postupnosti. Jeden štvorcový centimeter povrchu studenej hviezdy vyžaruje relatívne malé množstvo energie za sekundu. Veľká celková svietivosť hviezdy sa vysvetľuje tým, že jej povrch je veľký: hviezda musí byť veľmi veľká. Hviezdy sa nazývajú obri, ktorých priemer je 200-krát väčší ako priemer Slnka.

Rovnakým spôsobom môžeme zvážiť ľavú dolnú časť diagramu. Existujú horúce hviezdy s nízkou svietivosťou. Keďže štvorcový centimeter povrchu horúceho telesa vyžaruje veľa energie za sekundu a hviezdy z ľavého dolného rohu diagramu majú nízku svietivosť, musíme usúdiť, že sú malé. Vľavo dole sa teda nachádzajú bielych trpaslíkov , veľmi husté a kompaktné hviezdy, v priemere 100-krát menšie ako Slnko, s priemerom úmerným priemeru našej planéty. Jednou z takýchto hviezd je napríklad satelit Sirius s názvom Sirius B.

Hviezdne postupnosti Hertzsprung-Russellovho diagramu v akceptovanom podmienenom číslovaní

Na Hertzsprung-Russellovom diagrame, okrem sekvencií, ktoré sme uvažovali vyššie, astronómovia v skutočnosti rozlišujú niekoľko ďalších sekvencií a hlavná postupnosť má podmienené číslo V . Poďme si ich vymenovať:

Ia - sled jasných supergiantov,
Ib je sled slabých supergiantov,
II- sled jasných obrov,
III- sled slabých obrov,
IV je postupnosť podobrov,
V - hlavná postupnosť,
VI - postupnosť subtrpaslíkov,
VII je sled bielych trpaslíkov.

V súlade s touto klasifikáciou je naše Slnko so spektrálnym typom G2 označené ako G2V .

Teda už zo všeobecných úvah, poznajúc svietivosť a povrchovú teplotu, je možné odhadnúť veľkosť hviezdy. Teplota nám hovorí, koľko energie vyžaruje jeden štvorcový centimeter povrchu. Svietivosť rovnajúca sa energii, ktorú hviezda vyžaruje za jednotku času, umožňuje zistiť veľkosť vyžarujúcej plochy, a teda aj polomer hviezdy.

Je tiež potrebné urobiť rezerváciu, že nie je také ľahké zmerať intenzitu svetla, ktoré k nám prichádza z hviezd. Zemská atmosféra neprepúšťa všetko žiarenie. Krátkovlnné svetlo, napríklad v ultrafialovej oblasti spektra, sa k nám nedostane. Treba tiež poznamenať, že zdanlivé hviezdne veľkosti vzdialených objektov sú oslabené nielen v dôsledku absorpcie zemskou atmosférou, ale aj v dôsledku absorpcie svetla prachovými časticami prítomnými v medzihviezdnom priestore. Je jasné, že ani vesmírny teleskop, ktorý funguje mimo zemskej atmosféry, sa tohto rušivého faktora nezbaví.

Ale intenzita svetla prechádzajúceho atmosférou sa dá merať rôznymi spôsobmi. Ľudské oko vníma len zlomok svetla vyžarovaného slnkom a hviezdami. Svetelné lúče rôznych dĺžok, s rôznymi farbami, neovplyvňujú rovnako intenzívne sietnicu, fotografickú platňu alebo elektronický fotometer. Pri určovaní svietivosti hviezd sa berie do úvahy len svetlo, ktoré vníma ľudské oko. Na merania je preto potrebné používať prístroje, ktoré pomocou farebných filtrov napodobňujú farebnú citlivosť ľudského oka. Preto sa na G-R diagramoch namiesto skutočnej svietivosti často uvádza svietivosť vo viditeľnej oblasti spektra, ktorú vníma oko. Nazýva sa aj vizuálna svietivosť. Hodnoty skutočnej (bolometrickej) a vizuálnej svietivosti sa môžu značne líšiť. Takže napríklad hviezda s hmotnosťou 10-krát väčšou ako Slnko vyžaruje asi 10-tisíckrát viac energie ako Slnko, pričom vo viditeľnom spektre je len 1000-krát jasnejšia ako Slnko. Z tohto dôvodu sa dnes spektrálny typ hviezdy často nahrádza iným ekvivalentným parametrom tzv "farebný index"; alebo "farebný index" zobrazené na vodorovnej osi grafu. V modernej astrofyzike je farebný index v skutočnosti rozdiel medzi hviezdnymi magnitúdami hviezdy v rôznych rozsahoch spektra (je zvykom merať rozdiel medzi hviezdnymi magnitúdami v modrej a viditeľnej časti spektra, tzv. B-V alebo B mínus V z anglickej modrej a viditeľnej). Tento parameter ukazuje kvantitatívne rozloženie energie, ktorú hviezda vyžaruje na rôznych vlnových dĺžkach, a to priamo súvisí s povrchovou teplotou hviezdy.

G-R diagram je zvyčajne uvedený v nasledujúcich súradniciach:
1. Svietivosť – efektívna teplota.
2. Absolútna magnitúda - farebný index.
3. Absolútna magnitúda - spektrálny typ.

Fyzikálny význam G-R diagramu

Fyzikálny význam G-R diagramu spočíva v tom, že po vynesení maximálneho počtu experimentálne pozorovaných hviezd naň je možné určiť vzory ich rozloženia pomerom spektra a svietivosti podľa ich umiestnenia. Ak by neexistovala závislosť medzi svietivosťami a ich teplotami, potom by boli všetky hviezdy na takomto diagrame rozložené rovnomerne. Diagram však odhaľuje niekoľko pravidelne distribuovaných zoskupení hviezd, ktoré sme práve zvážili, nazývané sekvencie.

Hertzsprung-Russellov diagram je veľkou pomocou pri štúdiu vývoja hviezd počas ich existencie. Ak by bolo možné sledovať vývoj hviezdy počas celého jej života, t.j. v priebehu niekoľkých stoviek miliónov alebo dokonca niekoľkých miliárd rokov by sme videli, ako sa pomaly posúva pozdĺž G-R diagramu v súlade so zmenou fyzikálnych charakteristík. Pohyby hviezd pozdĺž diagramu v závislosti od ich veku sa nazývajú evolučné dráhy.

Inými slovami, G-R diagram pomáha pochopiť, ako sa hviezdy vyvíjajú počas ich existencie. Opačným výpočtom pomocou tohto diagramu môžete vypočítať vzdialenosti ku hviezdam.

Vážení návštevníci!

Vaša práca je zakázaná JavaScript. Zapnite skripty v prehliadači a uvidíte plnú funkčnosť stránky!

Vyššie uvedený obrázok nemá nič spoločné s Čeľabinským autom; tento obrázok sa nazýva Hertzsprung-Russellov diagram a ukazuje vzory rozloženia hviezd podľa svietivosti a farby (spektrálna trieda). Pravdepodobne každý, kto čítal aspoň nejakú populárnu vedeckú knihu o astronómii, videl tento obrázok a zapamätal si, že prevažná väčšina hviezd vo vesmíre je na „hlavnej postupnosti“, to znamená, že sa nachádzajú v blízkosti krivky, ktorá prechádza zľava hore pravý dolný roh Hertzsprung-Russellovho diagramu. Hviezdy v hlavnej postupnosti sú stabilné a môžu sa pozdĺž nej pohybovať veľmi pomaly po mnoho miliárd rokov, pričom pomaly premieňajú vodík na hélium; keď dôjde jadrové palivo, z hlavnej sekvencie odíde obyčajná hviezda, ktorá sa na krátky čas stane červeným obrom a potom sa navždy zrúti do bieleho trpaslíka, ktorý postupne bledne.

Metafora je teda taká, že podobný obrázok si môžete nakresliť aj o startupoch a tiež sa ukáže, že existuje úzka zóna stability – „hlavná postupnosť“ – a za ňou sú nestabilné stavy. Osami môže byť cash burn (miera míňania investícií) a tempo rastu kľúčových metrík (každý projekt má samozrejme svoju vlastnú, v najtypickejšom prípade je to počet používateľov).

V hlavnej postupnosti - projekty, ktoré sú schopné vyvážiť jeden s druhým. Ideálnou situáciou je úhľadný a plynulý pohyb po nej: výdavky sa postupne zvyšujú a úmerne sa zvyšuje aj tempo rastu (konkrétne tempo rastu, nie samotné metriky!). Inými slovami, investované peniaze dávajú explozívny rast – startup sa „rozbehne“.
Pod hlavnou sekvenciou je obrovský cintorín trpaslíkov. Tieto projekty sú zmrazené, nežerú peniaze, alebo ich spotrebúvajú veľmi malé, nezmenené množstvo (zhruba povedané, náklady na hosting) – ale metriky sú stabilné, nerastú alebo prakticky nerastú. Možno niekto príde, zaregistruje sa, dokonca to začne používať - ​​ale to nepovedie k novému kolu rastu. (Z osobnej skúsenosti je to samozrejme 9 faktov).
Nad hlavnou sekvenciou sú umelo nafúknutí obri. Peniaze sa veľmi rýchlo spália (ako hélium!), ale stane sa to na nesprávnom mieste alebo jednoducho príliš skoro – trh ešte nie je pripravený reagovať zodpovedajúcim zvýšením metrík. Na spektrograme takéhoto startupu sú veľmi jasne viditeľné charakteristické črty: nafúknutý personál, nedostatočný organický rast používateľov (rast len ​​cez nákup návštevnosti), hádzanie zo strany na stranu. V anamnéze spravidla „divoký investor“ – niekto, kto myšlienke silne veril, no zároveň sa profesionálne nevenuje rozvoju startupov, nevie posúdiť potreby projektu v ďalšej fáze a dáva príliš veľa peňazí. (A to bolo tiež všetko, čo sme mali s 9facts, mimochodom).
Veľmi často môžete pozorovať, ako sa projekt vyvíja úplne rovnako ako hviezda v procese svojho vývoja: od hlavnej sekvencie k obrom (mylne sa rozhodli, že sa chopili modelu, ktorý poskytne explozívny rast a začali pumpovať peniaze) a potom trpaslíkom (peniaze sú preč). V tejto bohatej metafore možno vidieť niekoľko ďalších zábavných analógií.

A produktivita tejto metafory je toto.
1) Hlavná postupnosť je veľmi úzka. Toto je tenká cesta, nie je možné po nej kráčať bez veľmi jasného pochopenia toho, ako vo všeobecnosti funguje rizikový priemysel (využijem túto príležitosť a ešte raz inzerujem , a ), bez veľmi jasnej koncentrácie na podstatu vášho produkt, bez identifikácie a kontroly vlastných kľúčových metrík. bez skúsených pilotov, bez angažovanosti, pracovitosti, ba až fanatizmu. Krok doľava, krok doprava - a bude ťažké, takmer nemožné vrátiť sa. Ak napriek tomu došlo k zhromaždeniu, musíte všetko zahodiť a pokúsiť sa vrátiť. Toto je užitočnosť mojej metafory pre startup.
2) Ak je projekt zjavne mimo hlavnej postupnosti – nemá zmysel doň investovať, nemá zmysel o ňom uvažovať. Nie je šanca. Predovšetkým nemá zmysel uvažovať o projekte, ktorý sa ešte ani nezačal, ale ktorého hlavné parametre už od začiatku naznačujú odchýlku od hlavnej postupnosti („hneď prijmeme 30 ľudí“). Toto je prínos mojej metafory pre investora, veľmi pomáha šetriť čas.
3) A samozrejme, nesmieme zabúdať, že zovšeobecnenia a dogmy sú užitočné iba vtedy, keď si pamätáte ich zdôvodnenie a sami pochopíte, prečo v tejto konkrétnej situácii zovšeobecnenie nebude fungovať a dogma môže byť porušená.

A na záver pár slov o tom, ako vyzerá hlavná sekvencia pre startupy. (Samozrejme, dá sa to povedať len veľmi zovšeobecnene, trhy, krajiny atď. sú veľmi odlišné).
Všetko to začína v tej časti plánu, kde ešte nie sú žiadni používatelia - a v tejto fáze tím nemôže mať viac ako 2-3 ľudí a nemôže spáliť stovky tisíc rubľov mesačne, ale bolo by lepšie spáliť vôbec niečo. Prototyp je pripravený, hlavná hypotéza je sformulovaná, začali sa pokusy o propagáciu, získalo sa počiatočné financovanie - tím môže mať 5-6 ľudí, môže minúť pár stoviek tisíc mesačne, ale musia byť zákazníci, dokonca ak v režime beta testovania, a značná časť peňazí by mala smerovať nie do vývoja. Produkt bol vytvorený, zákazníci ho používajú a začali platiť prvé peniaze, podarilo sa nám prilákať seriózne financovanie od podnikateľských anjelov - hlavnou vecou v tejto fáze je zastaviť rast nákladov na vývoj v určitom okamihu so zameraním na podnikanie rozvoj a získavanie udržateľných metrík; Nemôžete míňať milióny. Dosiahol sa stabilný rast, prilákalo sa prvé rizikové kolo financovania - to nie je dôvod na nekontrolovanú infláciu zamestnancov a neopatrné zaobchádzanie s peniazmi, úspešné projekty tu rastú na 10 - 20 ľudí a ich náklady sa držia v rozmedzí 50 - 100 tisíc dolárov mesačne. A tak ďalej.

Všetko je skrátka ako vo vesmíre, len s jedným rozdielom.
Tam - 90% hviezd je na hlavnej sekvencii a nebude to pre nás veľké preháňanie, keď povieme, že 90% startupov sa snaží nájsť mimo nej.
Z rozhovorov a ponúk len tento týždeň:
- startup A už minul 1,5 milióna dolárov za dva roky na vývoj produktu, dopyt po riešení sa nepreukázal, používateľská základňa nerastie, snažia sa prilákať ďalšie 2 milióny dolárov - hlavne pokračovať vo vývoji (a kto dá a čo je najdôležitejšie, podľa akého odhadu?),
- startupu B sa minuli všetky peniaze vyzbierané v počiatočnej fáze a zakladatelia pokračujú v práci súbežne s hlavnou prácou, zatiaľ čo konkurenti pokračujú v dobrom tempe; svojho času zakladatelia nerobili slušné investície s dobrým odhadom, snažili sa nerozmazávať a spoliehať sa na svoje sily a teraz už súhlasia s oveľa nižším odhadom, ale ...,
- startup B sa snaží získať niekoľko desiatok miliónov rubľov v štádiu nápadu, plánuje zostaviť tím asi 20 ľudí, aby vytvoril prototyp a otestoval hypotézu,
... a tak ďalej.

Uverejnené vo februári 17., 2013 o 14:10 |

Sekcia sa používa veľmi jednoducho. Do navrhovaného poľa stačí zadať požadované slovo a my vám poskytneme zoznam jeho významov. Chcel by som poznamenať, že naša stránka poskytuje údaje z rôznych zdrojov - encyklopedických, výkladových, slovotvorných slovníkov. Tu sa môžete zoznámiť aj s príkladmi použitia vami zadaného slova.

Nájsť

Čo znamená „hlavná sekvencia“?

Encyklopedický slovník, 1998

hlavná sekvencia

HLAVNÁ SEKVENCIA Hertzsprung-Russellovho diagramu je úzky pás na tomto diagrame, v rámci ktorého sa nachádza prevažná väčšina hviezd. Pretína diagram diagonálne (od vysokých po nízke svietivosti a teploty). Hviezdy hlavnej postupnosti (najmä Slnko) majú rovnaký zdroj energie - termonukleárne reakcie vodíkového cyklu. Hviezdy sú v hlavnej postupnosti približne 90 % času hviezdneho vývoja. To vysvetľuje prevládajúcu koncentráciu hviezd v oblasti hlavnej sekvencie.

Wikipedia

Hlavná sekvencia

Hlavná sekvencia- oblasť na Hertzsprung-Russellovom diagrame obsahujúca hviezdy, ktorých zdrojom energie je termonukleárna reakcia fúzie hélia z vodíka.

Hlavná sekvencia sa nachádza v blízkosti uhlopriečky Hertzsprung-Russellovho diagramu a prebieha od ľavého horného rohu (vysoké svietivosti, skoré spektrálne typy) do pravého dolného rohu diagramu. Hviezdy hlavnej postupnosti majú rovnaký zdroj energie ("spaľovanie" vodíka, predovšetkým cyklus CNO), a preto je ich svietivosť a teplota určená ich hmotnosťou:

L=M,

kde je svietivosť L a omšu M merané v jednotkách slnečnej svietivosti a hmotnosti. Preto začiatok ľavej časti hlavnej postupnosti predstavujú modré hviezdy s hmotnosťou ~50 hmotností Slnka a koniec pravej časti predstavujú červení trpaslíci s hmotnosťou ~0,0767 hmotností Slnka.

Existencia hlavnej postupnosti je spôsobená skutočnosťou, že štádium horenia vodíka je ~ 90 % času vývoja väčšiny hviezd: horenie vodíka v centrálnych oblastiach hviezdy vedie k vytvoreniu izotermického héliového jadra. , prechod do štádia červeného obra a odchod hviezdy z hlavnej sekvencie. Relatívne krátky vývoj červených obrov vedie v závislosti od ich hmotnosti k vzniku bielych trpaslíkov, neutrónových hviezd alebo čiernych dier.

Úsek hlavnej postupnosti hviezdokôp je indikátorom ich veku: keďže rýchlosť vývoja hviezd je úmerná ich hmotnosti, pre hviezdokopy existuje „ľavý“ bod zlomu hlavnej postupnosti v oblasti vysokých svietivostí a skoré spektrálne triedy, ktoré závisia od veku hviezdokopy, keďže hviezdy s hmotnosťou presahujúcou určitú hranicu stanovenú vekom hviezdokopy opustili hlavnú postupnosť. Životnosť hviezdy v hlavnej postupnosti $\tau_(\rm MS)$ v závislosti od počiatočnej hmotnosti hviezdy M vzhľadom na modernú slnečnú hmotnosť $\začiatok(malá matica)M_(\bigodot)\koniec(malá matica)$ možno odhadnúť podľa empirického vzorca:

$$\začiatok(malá matica) \tau_(\rm MS)\ \cca \ 6\cdot\ 10^(9) \text(roky) \cdot \left[ \frac(M_(\bigodot))(M) + \ 0,14 \vpravo]^(4) \end(malá matica)$$

V probléme Stellar Equilibrium sa diskutovalo o tom, že na Hertzsprung-Russellovom diagrame (spájajúcom farbu a svietivosť hviezd) väčšina hviezd spadá do „pásu“, ktorý sa bežne nazýva hlavná postupnosť. Hviezdy tam trávia väčšinu svojho života. Charakteristickým znakom hviezd hlavnej postupnosti je to, že ich hlavné uvoľňovanie energie je spôsobené „spaľovaním“ vodíka v jadre, na rozdiel od hviezd T Tauri alebo napríklad obrov, o ktorých bude reč v ďalšom.

Diskutovalo sa aj o tom, že rôzne farby ("teplota" povrchu) a svietivosti (energia emitovaná za jednotku času) zodpovedajú rôznym hmotnostiam hviezd hlavnej postupnosti. Hmotnostný rozsah začína od desatiny hmotnosti Slnka (pre trpasličie hviezdy) a siaha až po stovky hmotností Slnka (pre obrov). Masívnosť však prichádza za cenu veľmi krátkeho života v hlavnej sekvencii: obri na nej strávia len milióny rokov (a ešte menej), zatiaľ čo trpaslíci môžu žiť v hlavnej sekvencii až desať biliónov rokov.

V tomto probléme „od prvých princípov“ pomocou výsledkov predchádzajúcich problémov (Stellar Equilibrium a Photon Wandering) pochopíme, prečo je hlavná postupnosť takmer priamka na diagrame a ako súvisí svietivosť a hmotnosť hviezd. na ňom.

Nechaj u je energia fotónov na jednotku objemu (hustota energie). Podľa definície svietivosť L je energia vyžiarená z povrchu hviezdy za jednotku času. V poriadku \(L\sim \frac(V u)(\tau) \), kde V- objem hviezdy, τ - určitý charakteristický čas na prenos tejto energie smerom von (rovnaký čas, za ktorý fotón opustí vnútro hviezdy). Ako objem, opäť v poriadku, môžeme vziať R 3, kde R je polomer hviezdy. Čas prenosu energie možno odhadnúť ako R 2 /lc, kde l je stredná voľná dráha, ktorú možno odhadnúť ako 1/ρκ (ρ je hustota hviezdnej hmoty, κ je koeficient opacity).

V rovnováhe je hustota energie fotónu vyjadrená podľa Stefanovho-Boltzmannovho zákona: u = aT 4, kde a je nejaká konštantná a T je charakteristická teplota.

Vynechaním všetkých konštánt teda získame svietivosť L je úmerné \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa). \)

Máme aj ten tlak P musí byť vyvážené gravitáciou: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)

Stláčanie hviezd pri ich vzniku sa zastaví, keď v samom strede začne intenzívne horenie vodíka, ktoré vytvára dostatočný tlak. Stáva sa to pri určitej teplote T, ktorá na ničom nezávisí. Preto je charakteristická teplota (v skutočnosti je to teplota v strede hviezdy, nezamieňať s povrchovou teplotou!) rovnaká pre hviezdy hlavnej postupnosti.

Úloha

1) Pre stredne ťažké hviezdy (0,5< M/M ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = ν RT ~ ρ T, a nepriehľadnosť (pre fotóny) je spôsobená Thomsonovým rozptylom na voľných elektrónoch, vďaka čomu je koeficient opacity konštantný: κ = konšt. Nájsť závislosť svietivosti takýchto hviezd od ich hmotnosti. ohodnotiť svietivosť hviezdy, ktorá je 10-krát hmotnejšia ako Slnko (v pomere k svietivosti Slnka).

2) Pre hviezdy s nízkou hmotnosťou je tlak stále určený tlakom plynu a koeficient opacity je určený najmä inými rozptylmi a je daný Kramersovou aproximáciou: κ ~ ρ/ T 7/2 . Rozhodnite sa rovnaký problém pre hviezdy s nízkou hmotnosťou odhadom svietivosti hviezdy, ktorá je 10-krát ľahšia ako Slnko.

3) Pre masívne hviezdy s hmotnosťou väčšou ako niekoľko desiatok hmotností Slnka je koeficient opacity spôsobený iba Thomsonovým rozptylom (κ = konšt), pričom tlak je spôsobený tlakom fotónov, nie plynu ( P ~ T 4). Nájsť závislosť svietivosti od hmotnosti takýchto hviezd a sadzba svietivosť hviezdy, ktorá je 100-krát hmotnejšia ako Slnko (pozor, tu sa nemôžete porovnávať so Slnkom, treba urobiť medzikrok).

Nápoveda 1

Prijatie toho M ~ ρ R 3, použite približné výrazy pre svietivosť a tlak, ako aj výraz pre hustotu a nepriehľadnosť, aby ste sa zbavili ρ. Charakteristická teplota T je všade rovnaký, ako je uvedené vyššie, takže ho možno všade aj vynechať.

Nápoveda 2

V poslednom odseku je jedna závislosť pre hviezdy so slnečnou hmotnosťou a druhá pre ťažké hviezdy, takže nie je možné okamžite porovnávať so Slnkom. Namiesto toho najprv vypočítajte svietivosť pre nejakú strednú hmotnosť (napríklad 10 hmotností Slnka) pomocou vzorca pre hviezdy strednej hmotnosti, potom použite vzorec pre masívne hviezdy, aby ste zistili svietivosť hviezdy 100-krát ťažšej ako Slnko.

Riešenie

Pre hviezdy, v ktorých tlak, ktorý je proti gravitácii, je zabezpečený tlakom ideálneho plynu P ~ ρ T, môžeš písať P ~ Mρ/ R~ ρ (za predpokladu T na konštantu). Pre takéto hviezdy to teda dostaneme M ~ R ktoré použijeme nižšie.

Všimnite si, že tento výraz hovorí, že hviezda, ktorá je 10-krát hmotnejšia ako Slnko, má približne 10-krát väčší polomer.

1) Pričom κ a T pre konštanty, ako aj nastavenie ρ ~ M/R 3 a pomocou vyššie získaného vzťahu získame pre hviezdy strednej hmotnosti L ~ M 3. To znamená, že hviezda 10-krát hmotnejšia ako Slnko bude vyžarovať 1000-krát viac energie za jednotku času (s polomerom väčším ako Slnko len 10-krát).

2) Na druhej strane, pre hviezdy s nízkou hmotnosťou, za predpokladu κ ~ ρ/ T 7/2 (T- stále konštanta), máme L ~ M 5. To znamená, že hviezda, ktorá je 10-krát menej hmotná ako Slnko, má svietivosť 100 000-krát menšiu ako Slnko (opäť s polomerom menším ako 10-krát).

3) Pre najhmotnejšie hviezdy pomer M ~ R už nefunguje. Pretože tlak je zabezpečený tlakom fotónov, P ~ Mρ/ r ~ T 4 ~ konšt. Touto cestou, M ~ R 2 a L ~ M. Nie je možné okamžite porovnávať so Slnkom, pretože pre hviezdy slnečných hmôt existuje iná závislosť. Ale už sme zistili, že hviezda 10-krát hmotnejšia ako Slnko má svietivosť 1000-krát väčšiu. Môžete porovnať s takou hviezdou, dáva to, že hviezda je 100-krát hmotnejšia ako Slnko, vyžaruje asi 10 000-krát viac energie za jednotku času. To všetko určuje tvar krivky hlavnej postupnosti na Hertzsprung-Russellovom diagrame (obr. 1).

Doslov

Pre cvičenie si vyhodnoťme aj sklon krivky hlavnej postupnosti v Hertzsprung-Russellovom diagrame. Pre jednoduchosť zvážte prípad L ~ M 4 - stredná možnosť medzi dvoma zvažovanými v riešení.

Podľa definície je efektívna teplota ("teplota" povrchu).

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

kde σ je nejaká konštanta. Vzhľadom na to M ~ R(ako sme zistili vyššie), máme (v priemere) \(L\sim T_(\rm eff)^8 \) pre hviezdy hlavnej postupnosti. To znamená, že teplota povrchu hviezdy, ktorá je 10-krát hmotnejšia ako Slnko (a svieti 1000-krát intenzívnejšie), bude 15 000 K a pre hviezdu s hmotnosťou 10-krát menšou ako Slnko (ktorá svieti 100 000 krát menej intenzívne) - asi 1500 K .

Zhrnúť. Vo vnútri hviezd hlavnej postupnosti prebieha „ohrievanie“ pomocou termonukleárneho spaľovania vodíka. Takéto spaľovanie je zdrojom energie, ktorá vystačí na bilióny rokov pre najľahšie hviezdy, na miliardy rokov pre hviezdy so slnečnou hmotnosťou a na milióny rokov pre tie najťažšie.

Táto energia sa premieňa na kinetickú energiu plynu a energiu fotónov, ktoré pri vzájomnej interakcii prenášajú túto energiu na povrch a tiež poskytujú dostatočný tlak na to, aby pôsobili proti gravitačnej kontrakcii hviezdy. (Ale najsvetlejšie hviezdy ( M < 0,5M☉) a ťažké ( M > 3M☉) prenos prebieha aj pomocou konvekcie.)

Na každom z diagramov na obr. 3 ukazuje hviezdy z rovnakej hviezdokopy, pretože hviezdy z tej istej hviezdokopy pravdepodobne vznikli v rovnakom čase. Stredný diagram ukazuje hviezdy v zhluku Plejád. Ako môžete vidieť, hviezdokopa je stále veľmi mladá (jej vek sa odhaduje na 75-150 miliónov n.s.) a väčšina hviezd je v hlavnej postupnosti.

Ľavý diagram ukazuje práve sformovanú hviezdokopa (starú až 5 miliónov rokov), v ktorej sa väčšina hviezd ešte ani „nenarodila“ (ak sa vstup do hlavnej postupnosti považuje za zrod). Tieto hviezdy sú veľmi jasné, pretože väčšina ich energie nie je spôsobená termonukleárnymi reakciami, ale gravitačnou kontrakciou. V skutočnosti sa stále sťahujú a postupne sa pohybujú nadol po Hertzsprung-Russellovom diagrame (ako je znázornené šípkou), až kým teplota v strede nestúpne natoľko, aby sa spustili účinné termonukleárne reakcie. Potom bude hviezda v hlavnej sekvencii (čierna čiara v diagrame) a bude tam nejaký čas. Za zmienku tiež stojí, že najťažšie hviezdy ( M > 6M☉) sa rodia už v hlavnej postupnosti, to znamená, že keď sa tvoria, teplota v strede je už dostatočne vysoká na to, aby iniciovala termonukleárne spaľovanie vodíka. Z tohto dôvodu na diagrame nevidíme ťažké protohviezdy (vľavo).

Pravý diagram ukazuje starý zhluk (12,7 miliardy rokov). Je vidieť, že väčšina hviezd už opustila hlavnú postupnosť, posunuli sa v diagrame „hore“ a stali sa červenými obrami. O tom, ako aj o horizontálnej vetve, si povieme podrobnejšie inokedy. Tu však stojí za zmienku, že najťažšie hviezdy opúšťajú hlavnú postupnosť skôr ako ktokoľvek iný (už sme poznamenali, že za vysokú svietivosť musíte zaplatiť krátkou životnosťou), zatiaľ čo najľahšie hviezdy (napravo od hlavnej postupnosti) byť na ňom aj naďalej. Ak je teda pre hviezdokopa známy „inflexný bod“ – miesto, kde sa odlomí hlavná postupnosť a začína obrovská vetva, dá sa pomerne presne odhadnúť, pred koľkými rokmi hviezdy vznikli, teda zistiť vek hviezdokopy. . Hertzsprungov-Russellov diagram je preto užitočný aj na identifikáciu veľmi mladých a veľmi starých hviezdokôp.