În balanța stelară discutat că în Hertzsprung - Russell (care leagă culoarea și luminozitatea de stele) devine de cele mai multe stele din „banda“, care se numește secvența principală. Cea mai mare parte a vieții stelelor este petrecută acolo. O trăsătură caracteristică stelelor principale secvenței este ca cea mai mare parte a energiei din cauza lor „ardere“ hidrogen in nucleu, spre deosebire de stele T Tau sau, de exemplu, Giants, care vor fi menționate în post-scriptum.
Fig. 1. Diagrama lui Hertzsprung-Russell. În plus față de culoare și luminozitate, stelele secvenței principale sunt, de asemenea, indicate de masele caracteristice (în masele Soarelui)
Sa discutat, de asemenea, că diferite culori ("temperatura suprafeței") și luminozitatea (energia emisă pe unitate de timp) corespund diferitelor mase ale stelelor de secvență principală. Gama de masă începe de la zeci din masa Soarelui (în stele pitice) și se extinde la sute de mase solare (în giganți). Dar pentru masivitate este necesar să plătim o viață foarte scurtă pe secvența principală: giganții cheltuiesc doar milioane de ani (și chiar mai puțin), în timp ce piticii pot fi în secvența principală de până la zece trilioane de ani.
În această sarcină, suntem „de la principii de bază“, folosind rezultatele sarcinilor anterioare (sold Starry si ratacitor fotoni), se va înțelege de ce secvența principală - aceasta este aproape o linie dreaptă pe diagramă, și modul în care să se refere la luminozitate și masa de stele ei.
Fie u energia fotonului pe unitatea de volum (densitatea energiei). Prin definiție, luminozitatea L este energia radiată de la suprafața stelei pe unitatea de timp. În ordinea magnitudinii, \ V (L \ sim \ frac \), unde V este volumul stelei și τ este un timp caracteristic pentru transferul acestei energii către exterior (exact în momentul în care fotonul părăsește interiorul stelei). Ca volum, din nou în ordine de mărime, putem lua R 3. unde R este raza stelei. Timpul de transfer al energiei poate fi estimat ca R 2 / lc. unde l este calea liberă medie, care poate fi estimată ca 1 / ρκ (ρ este densitatea substanței stea, κ este coeficientul de opacitate).
Fig. 2. Transferul densității energetice Δu de la regiunea interioară a stelei la cea exterioară. Figura din cartea D. Maoz, Astrophysics in a Nutshell
În echilibru, densitatea energiei fotonice este exprimată în conformitate cu legea lui Stefan-Boltzmann. u = aT 4. unde a este o anumită constantă și T este o temperatură caracteristică.
Astfel, prin omiterea tuturor constantelor, constatăm că luminozitatea L este proporțională cu valoarea lui \ (\ frac. \)
De asemenea, avem presiunea P echilibrată prin gravitate: \ (P \ sim \ frac. \)
Compresiunea stelelor în timpul formării lor se oprește când arderea intensă a hidrogenului începe în centru, ceea ce produce o presiune suficientă. Aceasta se întâmplă la o anumită temperatură T. care nu depinde de nimic. Prin urmare, în general, temperatura caracteristică (de fapt, este temperatura din centrul stelei, să nu fie confundată cu temperatura suprafeței!) Pentru secvența principală stelele sunt aceleași.
1) Pentru stelele cu masa medie (0,5 ρT. și opacitatea (pentru fotoni) se datorează împrăștierii Thomson de către electronii liberi, din cauza căruia coeficientul de opacitate este constant: κ = const. Găsiți dependența luminozității acestor stele de masa lor. Estimați luminozitatea unei stele care este de 10 ori mai mare decât Soarele (în raport cu luminozitatea Soarelui). 2) În cazul stelelor cu masa redusă, presiunea este încă cauzată de presiunea gazului, iar coeficientul de opacitate este determinat în principal de alte dispersii și este dat de aproximarea Kramers: κ ρ / T 7/2. Rezolvați aceeași problemă pentru stelele cu masă mică, estimând luminozitatea unei stele care este de 10 ori mai ușoară decât Soarele. 3) Pentru stelele masive cu mase mai mari de câteva zeci de mase solare, opacitatea se datorează numai împrăștierii Thomson (κ = const), în timp ce presiunea se datorează mai degrabă presiunii fotonilor decât a gazului (P T 4). Dependența de luminozitate pe masa unor astfel de stele pentru a vota luminozitatea stelei, care este de 100 de ori mai mare decât Soarele (fie atent cu soarele de aici nu poate fi comparat, este necesar să se facă un pas intermediar). ρR 3. Folosiți expresii aproximative pentru luminozitate și presiune, precum și o expresie pentru densitatea și opacitatea de a scăpa de ρ. Temperatura caracteristică T este aceeași peste tot, după cum sa menționat mai sus, astfel încât poate fi omisă peste tot. În ultimul punct, există o dependență pentru stelele masei solare, iar pentru cele grele, cealaltă, astfel încât să nu o puteți compara cu Soarele dintr-o dată. În schimb, prima numărătoare a luminozității unor intermediar-masă (de exemplu, 10 mase solare), formula pentru stele de masă intermediară, și apoi folosind formula de stele masive, pentru a primi luminozitatea stelei este de 100 de ori mai greu decât soarele. Pentru stele în care presiunea care împiedică gravitația este asigurată de presiunea unui gaz ideal P ρT. putem scrie P ρ (presupunând T ca o constantă). Astfel, pentru astfel de stele, descoperim că M R. Ce vom folosi mai jos. Rețineți că această expresie indică faptul că o stea care este de 10 ori mai mare decât Soarele are aproximativ 10 ori raza. 1) Luând κ și T ca constante, și punând, de asemenea, ρ M / R 3 și folosind relația obținută mai sus, obținem pentru stelele cu masa medie L M 3. Aceasta înseamnă că o stea de 10 ori mai masivă decât Soarele va emite energie de 1000 de ori mai mult pe unitate de timp (cu o rază care depășește doar 10 ori). 2) Pe de altă parte, pentru stelele cu masă mică, presupunând că ρ / T 7/2 (T este 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 cea solară (din nou, cu o rază mai mică de 10 ori). 3) Pentru cele mai masive stele, M R nu mai funcționează. Deoarece presiunea este asigurată de presiunea fotonilor, P Const. Astfel, M M. Cu Soarele, este imposibil de comparat, deoarece pentru stelele maselor solare o altă dependență acționează. Dar am aflat deja că o stea de 10 ori mai mare decât soarele are o luminozitate de 1000 de ori mai mare. Cu o astfel de stea este posibil să se compare, dă că steaua este de 100 de ori mai masivă decât Soarele, radiază aproximativ 10.000 de ori mai multă energie pe unitate de timp. Toate acestea determină și forma curbei secvenței principale de pe diagrama Hertzsprung-Russell (figura 1). Ca exercițiu, să estimăm și panta curbei principale a secvenței pe diagrama Hertzsprung-Russell. Pentru simplitate, luăm în considerare cazul L M 4 este varianta medie dintre cele două considerate în soluție. Prin definiție, temperatura efectivă ("temperatura" suprafeței) este unde σ este constantă. Luând în considerare faptul că M R (așa cum am descoperit mai sus), avem pentru stelele de secvență principală (în medie) \ (L \ sim T_ ^ 8 \). Aceasta este, temperatura suprafeței stelei, care este de 10 ori mai mare decât masa soarelui (și strălucește de 1000 de ori mai intense), va fi de 15 000 K, ca o stea cu o masă de 10 ori mai puțin solar (care strălucește de 100 000 de ori mai puțin intens) - aproximativ 1500 K . Să rezumăm. În intestinul stelelor secvenței principale, există o "încălzire" cu ajutorul arderii termonucleare a hidrogenului. Această ardere este o sursă de energie suficientă pentru trilioane de ani pentru cele mai ușoare stele, miliarde de ani pentru stelele de mase solare și de milioane de ani cele mai grele. Această energie este transformată în energie cinetică a gazului și energia fotonilor care interacționează unele cu altele, această energie este transferată la suprafață și, de asemenea, o presiune suficientă pentru a contracara compresia gravitațională a stelei. (Dar cele mai ușoare stele (M <0,5M☉ ) и тяжелых (M> 3M☉) transferul are loc și prin convecție.) Pe fiecare din diagramele din Fig. 3 arată stele dintr-un grup, deoarece stelele din același grup au fost probabil create în același timp. Diagrama mijlocie prezintă stelele clusterului Pleiades. Aparent, congestia este încă foarte mică (vârsta ei este estimată la 75-150 milioane), iar cea mai mare parte a stelelor este pe secvența principală. Diagrama stângă arată doar clusterul nou format (până la 5 milioane de ani), în care majoritatea vedetelor nu s-au "născut" încă (dacă nașterea este considerată o intrare în secvența principală). Aceste stele sunt foarte luminoase, deoarece cea mai mare parte a energiei lor nu se datorează reacțiilor termonucleare, ci comprimării gravitaționale. De fapt, ei încă se contractă, trecând treptat în jos pe diagrama Hertzsprung-Russell (după cum arată săgeata), până când temperatura din centru crește suficient pentru a declanșa reacții termonucleare efective. Apoi, steaua va apărea pe secvența principală (linia neagră a diagramei) și va fi acolo pentru un timp. De asemenea, trebuie remarcat faptul că cele mai grele stele (M> 6M☉) se nasc pe secvența principală, adică, atunci când acestea sunt formate de temperatura din centrul este deja suficient de mare pentru a declanșa arderea hidrogenului termonucleară. Din cauza acestor protostari grei (stânga) pe diagramă, nu vedem. Diagrama dreaptă arată un grup vechi (12,7 miliarde de ani vechi). Se poate observa că majoritatea stelelor au părăsit deja secvența principală, se deplasează "în sus" de-a lungul diagramei și devin giganti roșii. Mai multe detalii despre aceasta, precum și o ramură orizontală, vom vorbi încă o dată. Cu toate acestea, trebuie remarcat faptul că cele mai grele stele părăsesc secvența principală înainte de toate (am menționat deja că pentru o luminozitate mare trebuie să plătiți o scurtă viață), în timp ce cele mai ușoare stele (în dreapta secvenței principale) continuă să fie pe ea. Astfel, în cazul în care acumularea de cunoscut „punct de inflexiune“ - locul în care taie secvența principală și ramura gigant incepe, se poate estima cu exactitate modul în care mulți ani în urmă a format steaua, care este de a găsi vârsta cluster-ului. Prin urmare, diagrama Hertzsprung-Russell este utilă pentru identificarea grupurilor foarte vechi și foarte vechi de stele.
Sfat 1
Sfat 2
postfață
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: