Stelele sunt cele mai interesante obiecte astronomice și reprezintă cele mai fundamentale blocuri de construcție galaxii. Vârsta, distribuția și compoziția stelelor dintr-o galaxie fac posibilă determinarea istoriei, dinamicii și evoluției acesteia. În plus, stelele sunt responsabile pentru producerea și distribuția elementelor grele în spațiul cosmic, cum ar fi carbonul, azotul, oxigenul, iar caracteristicile lor sunt strâns legate de sistemele planetare pe care le formează. Prin urmare, studiul procesului de naștere, viață și moarte a stelelor ocupă un loc central în domeniul astronomic.

Nașterea stelelor

Stelele se nasc în nori de praf și gaz care sunt împrăștiați în majoritatea galaxiilor. Un exemplu izbitor de distribuție a unui astfel de nor este Nebuloasa Orion.

Această imagine combină imagini vizibile și în infraroșu de la telescoapele spațiale Hubble și Spitzer. Turbulența în adâncurile acestor nori duce la crearea de noduri cu masă suficientă pentru a începe procesul de încălzire a materialului din centrul acestui nod. Acest nucleu fierbinte, mai bine cunoscut sub numele de protostea, ar putea deveni într-o zi o stea.

Simulările computerizate tridimensionale ale procesului de formare a stelelor arată că norii rotativi de gaz și praf se pot rupe în două sau trei părți; asta explică de ce majoritatea stelelor din Calea Lactee sunt în perechi sau în grupuri mici.

Nu intră tot materialul din norul de gaz și praf viitoare stea. Materialul rămas poate forma planete, asteroizi, comete sau pur și simplu poate rămâne sub formă de praf.

Secvența principală de stele

Este nevoie de aproximativ 50 de milioane de ani pentru ca o stea de dimensiunea soarelui nostru să se maturizeze de la formare până la maturitate. Soarele nostru va fi în această fază de maturitate timp de aproximativ 10 miliarde de ani.

Stelele se hrănesc cu energia eliberată în procesul de fuziune nucleară a hidrogenului cu formarea heliului în adâncurile lor. Fluxul de energie din regiunile centrale ale stelei asigură presiunea necesară pentru a preveni prăbușirea stelei din cauza proprietății gravitației.

După cum se arată în diagrama Hertzsprung-Russell, secvența principală de stele acoperă o gamă largă de luminozități și culori ale stelelor care pot fi clasificate în funcție de aceste caracteristici. Cele mai mici stele sunt cunoscute sub numele de pitice roșii, au o masă de aproximativ 10% din masa Soarelui și radiază doar 0,01% din energie în comparație cu steaua noastră. Temperatura lor de suprafață nu depășește 3000-4000 K. În ciuda dimensiunii lor miniaturale, piticele roșii sunt de departe cel mai numeros tip de stele din Univers și au o vechime de zeci de miliarde de ani.

Pe de altă parte, cele mai masive stele, cunoscute sub numele de hipergiganți, pot avea o masă de 100 de ori sau mai mult decât cea a Soarelui și temperaturi la suprafață de peste 30.000 K. Hipergiganții eliberează de sute de mii de ori mai multă energie decât Soarele, dar au durate de viață de doar câteva milioane de ani. Astfel de stele extreme, după cum cred oamenii de știință, au fost larg răspândite în Universul timpuriu, dar astăzi sunt extrem de rare - mai multe hipergiganți sunt cunoscuți în toată Calea Lactee.

Evoluția stelelor

În termeni generali, cu cât o stea este mai mare, cu atât durata sa de viață este mai scurtă, deși toate, cu excepția stelelor supermasive, trăiesc miliarde de ani. Când o stea produce complet hidrogen în miezul său, reacțiile nucleare din interiorul ei încetează. Miezul lipsit de energie necesar pentru a se susține începe să se prăbușească în sine și să devină mult mai fierbinte. Hidrogenul rămas în afara nucleului continuă să susțină reacția nucleară din afara nucleului. Miezul din ce în ce mai fierbinte începe să împingă straturile exterioare ale stelei spre exterior, făcând ca steaua să se extindă și să se răcească, transformând-o într-o gigantă roșie.

Dacă steaua este suficient de masivă, procesul de colaps al miezului îi poate aduce temperatura la un nivel suficient pentru a susține reacții nucleare mai exotice care consumă heliu și produc diverse elemente grele, până la și inclusiv fier. Cu toate acestea, astfel de reacții oferă doar o amânare temporară de la catastrofa globală a stelei. Treptat, procesele nucleare interne ale stelei devin din ce în ce mai instabile. Aceste modificări provoacă o pulsație în interiorul stelei, care va duce ulterior la ejectarea învelișurilor exterioare, înconjurându-se cu un nor de gaz și praf. Ce se întâmplă în continuare depinde de dimensiunea nucleului.

Soarta ulterioară a unei stele depinde de masa miezului său

Articole utile care vor răspunde la cele mai interesante întrebări despre stele.

obiecte din cerul adânc

Structura Soarelui

Nu putem privi direct în interiorul Soarelui, prin urmare, ne facem o idee despre structura sa internă numai pe baza analizei teoretice, folosind cele mai generale legi ale fizicii și caracteristici ale Soarelui precum masa, raza, luminozitatea.

Soarele nu se extinde sau nu se contractă, este în echilibru hidrostatic, deoarece forța gravitației, care tinde să comprime Soarele, este împiedicată de forța presiunii gazului din interior.

Calculele arată că, pentru a menține echilibrul hidrostatic, temperatura în centrul Soarelui ar trebui să fie de aproximativ 15 10 6 K. La o distanță de 0,7 R, temperatura scade la aproximativ 10 6 K. Densitatea materiei în centrul Soarelui este de aproximativ 1,5 10 5 kg/m 3, care este de peste 100 de ori densitatea medie a acesteia.

Reacțiile termonucleare au loc în regiunea centrală a Soarelui cu o rază aproximativ egală cu 0,3R. Această zonă se numește nucleu. În afara miezului, temperatura este insuficientă pentru a avea loc reacții termonucleare.

Energia eliberată în miezul Soarelui este transferată spre exterior, la suprafață, în două moduri: transfer radiant și convectiv. În primul caz, energia este transferată prin radiație; în al doilea – la mișcări mecanice mase încălzite de materie.

Transferul de energie radiantă are loc în miez până la distanțe (0,6-0,7) R de centrul Soarelui, apoi energia este transferată la suprafață prin convecție. Manifestarea convecției se observă sub formă de granulare în fotosferă. Timpul total necesar pentru ca energia eliberată în miez să ajungă la suprafața Soarelui este de aproximativ 10 milioane de ani. Deci, lumina și căldura care încălzește și luminează Pământul nostru astăzi au fost produse în reacții termonucleare în centrul Soarelui în urmă cu 10 milioane de ani.

Desigur, astronomii caută modalități de a privi în interiorul Soarelui și de a testa idei teoretice despre structura acestuia. Pe această cale au venit în ajutorul fizicienilor care studiază particulele elementare. Faptul este că în reacțiile termonucleare de sinteza de heliu din hidrogen, împreună cu eliberarea de energie, are loc nașterea particulelor elementare - neutrini. Spre deosebire de radiații, neutrinii practic nu sunt întârziați de materie. Aparând în intestinele Soarelui și propagăndu-se cu o viteză apropiată de viteza luminii, ele părăsesc suprafața Soarelui în 2 s și ajung pe Pământ în 8 min. Pentru observarea neutrinilor solari a fost construit un telescop special pentru neutrini, care, pe parcursul multor ani de observații, a înregistrat fluxul de neutrini așteptat de la Soare. Aceste observații au confirmat în cele din urmă corectitudinea modelelor noastre teoretice ale structurii Soarelui ca stea. Prin urmare, putem folosi pe deplin rezultatele obținute pentru a dezvolta modele ale altor stele. Alte stele din secvența principală sunt similare ca structură cu Soarele în multe privințe.

Giganți roșii și supergiganți

Trăsătură distinctivă dintre aceste stele este absența reacțiilor nucleare chiar în centru, în ciuda temperaturi mari. Reacții nucleare curge în straturi subțiri în jurul unui miez central dens. Deoarece temperatura stelei scade spre suprafata, in fiecare strat are loc un anumit tip de reactii termonucleare. În straturile cele mai exterioare ale miezului, unde temperatura este de aproximativ 15 10 6 K, heliul se formează din hidrogen; mai adânc, unde temperatura este mai mare, din heliu se formează carbon; mai departe de carbon - oxigen și în cele mai adânci straturi ale stelelor foarte masive, fierul se formează în timpul reacțiilor termonucleare. Elementele chimice mai grele nu pot fi formate cu eliberarea de energie. Dimpotrivă, formarea lor necesită cheltuirea energiei. Deci, în giganți roșii și supergiganți, se formează surse de energie stratificate și majoritatea elemente chimice până la atomi de fier.

pitice albe

Aceste stele au fost numite pitice albe, deoarece stelele au fost descoperite pentru prima dată printre ele. culoare alba, și mult mai târziu - galben și alte culori. Dimensiunile lor sunt mici, doar mii și zeci de mii de kilometri, adică comparabile cu dimensiunea Pământului. Dar masele lor sunt apropiate de masa Soarelui și, prin urmare, lor densitate medie sute de kilograme într-un centimetru cub. Un exemplu de astfel de stea este satelitul lui Sirius, denumit de obicei Sirius B. Această stea din clasa spectrală A cu o temperatură de 9000 K are un diametru de numai 2,5 ori diametrul Pământului, iar masa este egală cu soare, astfel încât densitatea medie să depășească 100 kg/cm 3.

Pulsari și stele neutronice

În 1967, astronomii care foloseau radiotelescoape au descoperit surse radio uimitoare care emiteau impulsuri periodice de emisie radio. Aceste obiecte se numesc pulsari. Perioadele de puls ale pulsarilor, dintre care acum sunt cunoscute peste 400, variază de la câteva secunde la 0,001 s. Surprins de stabilitatea ridicată a repetarii impulsurilor; Astfel, primul pulsar descoperit, care este desemnat ca PSR 1919, situat în discreta constelație Vulpecula, a avut o perioadă T = 1,33 730 110 168 s (Fig. 16.3). Stabilitatea ridicată a perioadei, disponibilă doar atunci când este măsurată cu ceasurile atomice moderne, a făcut la început să presupunem că astronomii au de-a face cu semnale trimise de civilizațiile extraterestre. În final, s-a dovedit că fenomenul de pulsație are loc ca urmare a rotației rapide a stelelor neutronice, iar perioada de repetare a pulsului este egală cu perioada de rotație a stelei neutronice.

Aceste stele neobișnuite au raze de aproximativ 10 km și mase comparabile cu Soarele. Densitatea unei stele neutronice este fantastică și este egală cu 2 10 17 kg/m 3 . Este comparabilă cu densitatea materiei din nucleele atomilor. La o astfel de densitate, materia unei stele este formată din neutroni dens. Din acest motiv, astfel de stele sunt numite stele neutronice.

Găuri negre

La sfârşitul secolului al XVIII-lea. celebrul astronom și matematician P. Laplace (1749-1827) a dat un raționament simplu bazat pe teoria gravitației a lui Newton, care a făcut posibilă prezicerea existenței unor obiecte neobișnuite, numite găuri negre. Se știe că pentru a depăși atracția unui corp ceresc cu masa M și raza R este nevoie de o a doua viteză cosmică (parabolică). Cu o viteză mai mică, corpul va deveni un satelit al unui corp ceresc, la ν ≥ ν 2 va părăsi corpul ceresc pentru totdeauna și nu se va mai întoarce niciodată la el.Pentru Pământ, ν 2 = 11,2 km/s, pe suprafața de Soarele, ν 2 = 617 km/s. Pe suprafața unei stele neutronice cu o masă egală cu masa Soarelui și o rază de aproximativ 10 km, ν 2 = 170.000 km/s și este doar aproximativ 0,6 viteza luminii. După cum se poate observa din formulă, cu o rază a unui corp ceresc egală cu R = 2GM / c 2, a doua viteză spațială va fi egală cu viteza luminii c = 300.000 km / s. La dimensiuni și mai mici, a doua viteză cosmică va depăși viteza luminii. Din acest motiv, nici măcar lumina nu va putea să părăsească un astfel de corp ceresc și să ne dea informații despre procesele care au loc pe suprafața sa nouă - observatori îndepărtați.

Dacă astfel de obiecte există în Univers, atunci ele sunt, parcă, găuri în care totul cade și din care nu iese nimic. Prin urmare, în literatura modernă, un astfel de nume a prins rădăcini în spatele lor - găuri negre.

Găurile negre au fost descoperite acum în sisteme de stele binare. Deci, în constelația Cygnus, se observă un sistem binar apropiat, una dintre stele care emit lumină vizibilă este o stea obișnuită din clasa spectrală B, cealaltă, o stea invizibilă de dimensiuni mici, emite raze X și are o masă de aproximativ 10M. Această stea invizibilă este o gaură neagră cu dimensiuni de aproximativ 30 km. Razele X sunt emise nu de gaura neagră în sine, ci de un disc încălzit la câteva milioane de grade, care se rotește în jurul găurii negre. Acest disc este format din materie pe care gaura neagră o scoate din steaua strălucitoare prin gravitație (Fig. XV pe insertul color).

Ideile teoretice despre structura internă a stelelor din secvența principală au fost confirmate prin observații directe ale fluxurilor de neutrini din nucleul solar.
S-au găsit găuri negre în unele sisteme stelare binare.

Evoluția stelelor: nașterea, viața și moartea stelelor

Există nori de gaz și praf în Calea Lactee. Unele dintre ele sunt atât de dense încât încep să se micșoreze sub propria gravitație. Pe măsură ce norul se micșorează, densitatea și temperatura acestuia cresc și începe să radieze abundent în domeniul infraroșu al spectrului. În această etapă de compresie, se numește nor protostar. Când temperatura din interiorul unei protostele crește la câteva milioane de kelvin, acestea încep să o facă reacții termonucleare transformarea hidrogenului în heliu și protostea se transformă într-o stea obișnuită a secvenței principale. Durata în care stelele rămân pe secvența principală este determinată de puterea radiației stelei (luminozitate) și de rezervele de energie nucleară.

După ce hidrogenul arde în interiorul unei stele, acesta se umflă și devine o gigantă roșie sau o supergigantă, în funcție de masă.

Învelișul umflat al unei stele de masă mică este deja slab atras de miezul său și, îndepărtându-se treptat de acesta, formează o nebuloasă planetară (Fig. X pe insertul color). După împrăștierea finală a cochiliei, rămâne doar miezul fierbinte al stelei - o pitică albă. Ceea ce rămâne dintr-o stea ca Soarele este o pitică albă de carbon.

Evoluția stelelor masive este mai rapidă. La sfârșitul vieții sale, o astfel de stea poate exploda într-o supernovă, iar miezul său, după ce s-a contractat brusc, se transformă într-un obiect superdens - o stea neutronică sau chiar o gaură neagră. Învelișul aruncat, îmbogățit cu heliu și alte elemente grele formate în interiorul stelei, se risipește în spațiu și servește drept material pentru formarea stelelor de nouă generație. În special, există motive să credem că Soarele este o stea de a doua generație.

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. Stele 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. Giganții sunt stele al căror diametru este diametru mai mare Soare de 200 de ori.

În mod similar, putem lua în considerare stânga partea inferioară diagrame. 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. Raze de lumină de diferite lungimi culoare diferită, 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 - clasă spectrală.

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!

Secvența principală (MS) este cea mai populată regiune din diagrama Goetzsprung-Russell (GR). Masa principală de stele din diagrama GR este situată de-a lungul diagonalei într-o bandă care merge din colțul din dreapta jos al diagramei până în colțul din stânga sus. Această bandă se numește secvența principală.

Colțul din dreapta jos este ocupat de stele reci cu luminozitate scăzută și masă mică, începând cu stele de ordinul a 0,08 mase solare, iar colțul din stânga sus este ocupat de stele fierbinți cu mase de ordinul 60-100 de mase solare și ridicate. luminozitatea (trebarea stabilității stelelor cu mase mai mari decât 60-120M soare rămâne deschis, deși, aparent, au existat observații recente ale unor astfel de stele).

Faza de evoluție corespunzătoare secvenței principale este asociată cu eliberarea de energie în procesul de transformare a hidrogenului în heliu și, deoarece toate stelele MS au una sursa de energie, atunci poziția stelei pe diagrama GR este determinată de masa sa și, în mică măsură, de compoziția sa chimică.

O stea își petrece cea mai mare parte a vieții pe secvența principală și, prin urmare, secvența principală este cel mai populat grup de pe diagrama GR (până la 90% din toate stelele se află pe ea).

Secvența principală

Dependența de masă-luminozitate pentru secvența principală

Pentru stelele din secvența principală, există o relație de aproximare cunoscută sub numele de relație masă-luminozitate. Această relație a fost derivată din determinările observaționale ale maselor și luminozităților stelelor din secvența principală, dar este susținută și de calculele modelului stelar pentru stelele MS. Luminozitatea unei stele este aproximativ proporțională cu masa sa și cu puterea de 3,5 sau 4:

L ~ M 3.5-4

Astfel, o stea de două ori mai masivă decât Soarele are o luminozitate de 11 ori mai mare decât Soarele. Cele mai masive stele din secvența principală sunt de aproximativ 60 de ori mai masive decât Soarele. Aceasta corespunde unei luminozități de aproape un milion de ori mai mare decât a soarelui.

Pentru cele mai masive vedete L~M.

Viață pe secvența principală

Stelele își petrec cea mai mare parte a vieții în secvența principală. În general, stelele mai masive trăiesc mai repede decât cele mai puțin masive. S-ar părea că stelele având cantitate mare hidrogenul pentru ardere ar fi trebuit să-l consume mai mult, dar nu este cazul, pentru că își folosesc resursele mai repede.

Să estimăm durata de viață a unei stele pe MS. Simplificat, este egal cu raportul dintre energia care poate fi radiată și energia eliberată de stea pe unitatea de timp (aceasta este luminozitatea L).

Energia radiată de o stea în timpul t este egală cu produsul luminozității și de data aceasta:

E=LT.

Conform ecuației lui Einstein:

E=Mc2.

Combinând aceste două expresii, obținem:

t=Mc2/L,

ținând cont de legea masă-luminozitate, obținem:

t \u003d c 2 /M 2,5-3,

sau in unitati solare:

t/t soare = 1/(M/M soare) 2/5-3 .

Astfel, dacă durata de viață estimată a Soarelui pe secvența principală este de 10 10 ani, atunci o stea de 10 ori mai masivă decât Soarele va trăi de 1000 de ori mai puțin, adică. 10 7 ani. Din moment ce pentru cele mai masive stele L~M, apoi, pe măsură ce masa lor crește, durata de viață încetează să crească și tinde spre o valoare de ~3,5 milioane de ani, care este foarte mică la scară cosmică.

Temperatura suprafeței, luminozitatea și durata de viață pentru stelele din secvența principală

Tabelul stelelor din secvența principală

I. Mironova

În problema echilibrului stelar, s-a discutat că pe diagrama Hertzsprung-Russell (conectând culoarea și luminozitatea stelelor) majoritatea stelele cad în „dungă”, 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 (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: 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- 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 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 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 care este 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 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 mare 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.