Астрономия

Временной путь через диаграмму Герцшпрунга-Рассела?

Временной путь через диаграмму Герцшпрунга-Рассела?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Есть ли на диаграмме Герцшпрунга-Рассела типичные временные траектории звезд?


Обычно это немного сложно показать, потому что (1) некоторые фазы (например, главная последовательность) намного, намного дольше живут, чем другие фазы, и (2) ряд фаз расположены очень близко друг к другу в HR-пространстве.

Как бы то ни было: любой элементарный учебник по звездной структуре проведет вас по пути звезды через диаграмму ЧСС, обычно сопровождаемую изображениями. Книга Приальника на эту тему или «Остли и Кэрролл» превосходны.

Вот очень грубая версия временного пути через диаграмму ЧСС, которую я построил некоторое время назад. Цифры показывают разные фазы (2 - MS), цветовая кодировка показывает возраст.


Есть несколько иллюстраций этого на странице Википедии "Звездная эволюция".

Примерно звезда начинается как большой, но холодный шар сжимающегося газа, справа от главной последовательности, пока в ее ядре не начнется синтез.

Как только начинается синтез, он достигает главной последовательности. Он постепенно движется вверх по мере того, как он медленно светлеет в течение своей жизни, а затем движется вправо и вверх, расширяясь в красного гиганта. Затем происходят некоторые значительные движения, поскольку более тяжелые элементы начинают плавиться. Звезды, подобные Солнцу, претерпевают значительные изменения, когда гелий плавится в течение нескольких дней (или меньше, согласно некоторым моделям), что называется гелиевой вспышкой. Когда это происходит, звезда значительно перемещается вниз и влево, обратно к главной последовательности, прежде чем снова расшириться в еще больший красный гигант. Изгоняя свои внешние слои в планетарную туманность и быстро перемещаясь влево и вниз.

Более крупные звезды претерпевают другие колебания, меняясь от красных сверхгигантов до светящихся синих переменных и звезд Вольфа-Райе, и заканчивая сверхновой.

На странице википедии есть несколько иллюстраций этого, но, отмечая иногда значительные различия между диаграммами, можно предположить, что это тема, в которой детали не определены, отчасти из-за трудности получения наблюдательных свидетельств изменений в звездах, которые происходят в очень длительных временных масштабах.


Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (H – R) представляет собой график зависимости светимости от температуры поверхности для набора звезд. Хотя данные могут быть представлены в различных формах, примерная диаграмма H – R, показанная здесь (рис. 1), дает данные, преобразованные из наблюдаемых величин в L а также Тэфф. Большинство звезд лежат вдоль главной последовательности, которая представляет собой геометрическое место звезд во время фазы горения водорода в их ядрах с увеличением Тэфф соответствует увеличению массы. Звезды значительно ниже главной последовательности находятся в фазе белого карлика, израсходовав свое ядерное топливо. Звезды в верхней правой части диаграммы - красные гиганты (например, Альдебаран), это звезды, которые исчерпали свой центральный водород и теперь сжигают водород в области оболочки вокруг истощенного ядра. Некоторые из них также сжигают гелий в ядре или оболочке. Количество звезд в данной области диаграммы H – R примерно пропорционально эволюционному времени, проведенному в этой области, таким образом, фаза сжигания водорода на главной последовательности или ядре - это та, в которой звезды проводят большую часть своей жизни.

ФИГУРА 1 . Диаграмма H – R для 100 самых ярких звезд (белые кружки) и 90 ближайших звезд (темные кружки). [Перепечатано с разрешения Джастроу Р. и Томпсона М. Х. (1984). «Астрономия: основы и границы», 4-е изд., Вили, Нью-Йорк. © 1984, Роберт Джастроу.]


Где именно находится разрыв Герцшпрунга?

@swampwiz, о каких конкретных пробелах вы говорите?

Я немного не в своей лиге, но я считаю, что причина, по которой это неочевидно на типичных диаграммах, заключается в том, что они не предлагают время измерение, которое показывает эволюция звезд.

Звезды главной последовательности проходят через этот промежуток, чтобы стать красными гигантами, но, поскольку они нестабильны, они делают это за короткий период времени.

Итак, если мы посмотрим на небеса, мы не увидим их много из-за такой короткой продолжительности. т.е. есть пробел.

Приведенная выше диаграмма проясняет, как звезды возраст, и пройти через HG.

См. Предостережение в строке sig * и, пожалуйста, поправьте меня, если я ошибаюсь.

[ РЕДАКТИРОВАТЬ ]
«Звезды действительно существуют в области зазора Герцшпрунга, но поскольку они движутся через этот участок диаграммы Герцшпрунга – Рассела очень быстро по сравнению со временем жизни звезды (тысячи лет по сравнению с десятками миллиардов лет жизни звезды), эта часть диаграммы менее густонаселенна ''.
https://en.wikipedia.org/wiki/Hertzsprung_gap

@swampwiz, о каких конкретно пробелах вы говорите?

Вот диаграмма с пометкой HG.
Просмотреть вложение 255827

Я немного не в своей лиге, но я считаю, что причина, по которой это неочевидно на типичных диаграммах, заключается в том, что они не предлагают время измерение, которое показывает эволюция звезд.

Звезды главной последовательности проходят через этот промежуток, чтобы стать красными гигантами, но из-за того, что они нестабильны, они делают это за короткий период времени.

Итак, если мы посмотрим на небеса, мы не увидим их много из-за такой короткой продолжительности. т.е. есть пробел.

Приведенная выше диаграмма проясняет, как звезды возраст, и пройти через HG.


Следы эволюции

Давайте теперь воспользуемся этими идеями, чтобы проследить эволюцию протозвезд, которые становятся звездами главной последовательности. Эволюционные треки вновь образующихся звезд с различными звездными массами показаны на рисунке 1. Эти молодые звездные объекты еще не вырабатывают энергию с помощью ядерных реакций, но они получают энергию от гравитационного сжатия - посредством процесса, предложенного для Солнца. Гельмхоц и Кельвин в прошлом веке (см. Главу «Солнце: атомная электростанция»).

Рисунок 1: Эволюционные пути для контрактования протозвезд. На диаграмме H – R нанесены треки, чтобы показать, как звезды разной массы меняются на ранних этапах своей жизни. Число рядом с каждой темной точкой на треке - приблизительное количество лет, которое требуется звезде-эмбриону, чтобы достичь этой стадии (числа являются результатом компьютерных моделей и поэтому малоизвестны). Обратите внимание, что температура поверхности (K) на горизонтальной оси увеличивается влево. Вы можете видеть, что чем больше масса у звезды, тем меньше времени требуется для прохождения каждой стадии. Звезды над пунктирной линией обычно все еще окружены падающим материалом и скрыты им.

Первоначально протозвезда остается довольно холодной с очень большим радиусом и очень низкой плотностью. Он прозрачен для инфракрасного излучения, а тепло, генерируемое гравитационным сжатием, может свободно излучаться в космос. Поскольку внутри протозвезды медленно накапливается тепло, давление газа остается низким, и внешние слои почти беспрепятственно падают к центру. Таким образом, протозвезда подвергается очень быстрому коллапсу, стадии, которая соответствует примерно вертикальным линиям справа на рисунке 1. По мере того, как звезда сжимается, площадь ее поверхности уменьшается, и поэтому ее общая светимость уменьшается. Быстрое сжатие прекращается только тогда, когда протозвезда становится достаточно плотной и непрозрачной, чтобы улавливать тепло, выделяемое гравитационным сжатием.

Когда звезда начинает сохранять тепло, сжатие становится намного медленнее, а изменения внутри сжимающейся звезды сохраняют яркость звезд, таких как наше Солнце, примерно постоянной. Температура поверхности начинает расти, и звезда & # 8220 перемещается & # 8221 влево на диаграмме H – R. Звезды впервые становятся видимыми только после того, как описанный ранее звездный ветер уносит окружающую пыль и газ. Это может произойти во время фазы быстрого сжатия для звезд с малой массой, но звезды с большой массой остаются окутанными пылью, пока не закончат свою раннюю фазу гравитационного сжатия (см. Пунктирную линию на рисунке 1).

Чтобы помочь вам отслеживать различные этапы, которые проходят звезды в своей жизни, может быть полезно сравнить развитие звезды с развитием человека. (Ясно, что вы не найдете точного соответствия, но обдумывание стадий в человеческих терминах может помочь вам вспомнить некоторые идеи, которые мы пытаемся подчеркнуть.) Протозвезды можно сравнить с человеческими эмбрионами - пока они не могут поддерживать себя, но рисуют ресурсы из окружающей среды по мере их роста. Подобно тому, как рождение ребенка - это момент, когда он призван производить свою собственную энергию (посредством еды и дыхания), так и астрономы говорят, что звезда рождается, когда она способна поддерживать себя посредством ядерных реакций (создавая свою собственную энергию. .)

Когда центральная температура звезды становится достаточно высокой (около 10 миллионов К) для превращения водорода в гелий, мы говорим, что звезда достигла главной последовательности (концепция, представленная в книге «Звезды: небесная перепись»). Теперь это полноценная звезда, более или менее находящаяся в равновесии, и скорость ее изменения резко замедляется. Только постепенное истощение водорода, когда он превращается в гелий в ядре, медленно меняет свойства звезды.

Масса звезды определяет, где именно она попадает на главную последовательность. Как показано на рисунке 1, массивные звезды на главной последовательности имеют высокие температуры и большую светимость. Звезды с малой массой имеют низкие температуры и светимости.

Объекты чрезвычайно малой массы никогда не достигают достаточно высоких центральных температур, чтобы вызвать ядерные реакции. Нижний конец главной последовательности останавливается там, где звезды имеют массу, едва достаточную для поддержания ядерных реакций с достаточной скоростью, чтобы остановить гравитационное сжатие. По расчетам, эта критическая масса примерно в 0,075 раза больше массы Солнца. Как мы обсуждали в главе «Анализ звездного света», объекты с массой ниже этой критической массы называются коричневыми карликами или планетами. С другой стороны, верхний конец главной последовательности заканчивается в точке, где энергия, излучаемая вновь формирующейся массивной звездой, становится настолько большой, что останавливает аккрецию дополнительной материи. Верхний предел звездной массы составляет от 100 до 200 солнечных масс.


Калифорнийский университет в Сан-Диего Физика 7 - Введение в астрономию

Фактический процесс звездообразование остается окутанным тайной, потому что звезды образуются в плотных, холодных молекулярных облаках, пыль которых скрывает новообразованные звезды от нашего обзора. По причинам, которые до конца не изучены, но которые могут быть связаны со столкновениями молекулярных облаков или ударными волнами, проходящими через молекулярные облака, когда облака проходят через спиральную структуру в галактиках, или магнитно-гравитационной нестабильностью (или, возможно, всем вышеперечисленным) плотное ядро ​​молекулярного облака начинает конденсироваться под действием собственной гравитации, фрагментируясь на облака звездной массы, которые продолжают конденсироваться, образуя протозвезды. Когда облако конденсируется, высвобождается гравитационная потенциальная энергия - половина этой высвобожденной гравитационной энергии идет на нагрев облака, половина излучается в виде теплового излучения. Поскольку гравитация сильнее около центра облака (вспомните Fграмм

1 / расстояние 2) центр конденсируется быстрее, больше энергии выделяется в центре облака, и центр становится горячее, чем внешние области. В качестве средства отслеживания жизненного цикла звезды мы прослеживаем его путь по диаграмме Герцшпрунга-Рассела.


Физика мистера Тугуда

Астрофизика - это изучение звезд и галактик. Вы сможете применить все, что вы узнали на своем уровне A, чтобы понять телескопы, процессы, управляющие звездами, и их различные конечные продукты, а также космологию или происхождение Вселенной в целом. увлекательная тема во многих отношениях стоит на переднем крае современной физики. Работающие ученые всегда делают новые открытия о галактиках, экзопланетах, а теории, объясняющие раннюю Вселенную, регулярно пересматриваются.

Несмотря на то, что это длинная тема, помимо работы с телескопами, практической работы здесь относительно мало. Однако это одна из немногих областей науки, в которой данные публикуются для всеобщего сведения. Поэтому мы будем широко использовать эти наборы данных, чтобы строить графики и производить те же вычисления, что и работающие физики.

Выберите одну из тем ниже:

Что тебе нужно знать

Ниже вы можете точно прочитать, что AQA хочет, чтобы вы знали об этом модуле. Вы также можете найти соответствующий раздел из спецификации на каждой странице этого сайта. Вы должны знать как то, что вам нужно знать, так и (что не менее важно) то, что вам НЕ нужно знать. Также важно помнить, что вам нужно уметь применять эти утверждения в широком диапазоне различных контекстов, поэтому вы должны практиковать это, задавая множество разных вопросов и читая по теме.

3.9.1.1 Астрономический телескоп, состоящий из двух собирающих линз.

Диаграмма лучей, показывающая формирование изображения при нормальной настройке.

Угловое увеличение при нормальной настройке.

Фокусные расстояния линз.

3.9.1.2 Отражающие телескопы

Устройство Кассегрена с использованием параболического вогнутого главного зеркала и выпуклого вторичного зеркала.

Диаграмма лучей, показывающая путь лучей через телескоп до окуляра.

Относительные достоинства рефлекторов и рефракторов, включая качественную обработку сферической и хроматической аберрации.

3.9.1.3 Радиотелескопы с одной тарелкой, I-R, U-V и рентгеновские телескопы

Сходства и различия радиотелескопов по сравнению с оптическими телескопами. Обсуждение должно включать структуру, размещение и использование, а также сравнения разрешающих и собирающих полномочий.

3.9.1.4 Преимущества телескопов большого диаметра

Минимальное угловое разрешение телескопа.

Собирающая сила пропорциональна диаметр 2 .

Студенты должны быть знакомы с радом как единицей измерения угла.

Сравнение глаза и ПЗС-детекторов с точки зрения квантовой эффективности, разрешения и удобства использования.

Знания о структуре ПЗС-матрицы не требуется.

3.9.2.1 Классификация по светимости

Видимая величина, м.

Самые тусклые видимые звезды имеют звездную величину 6.

Связь между яркостью и видимой величиной. Разница в 1 по шкале величин равна соотношению интенсивностей 2,51.

Яркость - это субъективная шкала измерения.

3.9.2.2 Абсолютная звездная величина, $ M $

Значение M, отношении м:

3.9.2.3 Классификация по температуре, излучению абсолютно черного тела

Закон Стефана и закон Вина о перемещении.

Общая форма кривых черного тела, использование закона смещения Вина для оценки температуры черного тела источников.

Экспериментальная проверка не требуется.

Предположение, что звезда - это черное тело.

Закон обратных квадратов, предположения в его применении.

Использование закона Стефана для сравнения выходной мощности, температуры и размера звезд $ P = & sigmaAT ^ <4> $

3.9.2.4 Принципы использования звездных спектральных классов

Описание основных классов (см. Основную таблицу)

Температура, связанная со спектрами поглощения, ограниченными линиями поглощения водорода Бальмера: потребность в атомах в состоянии $ n = 2 $.

3.9.2.5 Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR)

Общий вид: главная последовательность, карлики и гиганты.

Масштаб оси от –10 до +15 (абсолютная величина) и $ amount <50 000>.$ в $ количество <2 500>$ (температура) или ОБАФГКМ (спектральный класс).

Студенты должны быть знакомы с положением Солнца на диаграмме ЧСС.

Звездная эволюция: путь звезды, похожей на наше Солнце на диаграмме HR, от образования до белого карлика.

3.9.2.6 Сверхновые, нейтронные звезды и черные дыры

Определяющие свойства: быстрое увеличение абсолютной величины состава сверхновых и плотности нейтронных звезд космической скорости gt c $ для черных дыр.

Гамма-всплески из-за коллапса сверхгигантских звезд с образованием нейтронных звезд или черных дыр.

Сравнение выхода энергии с полным выходом энергии Солнца.

Использование сверхновых типа 1a в качестве стандартных свечей для определения расстояний. Противоречие относительно ускоряющейся Вселенной и темной энергии.

Студенты должны быть знакомы с кривой блеска типичных сверхновых типа 1a.

Сверхмассивные черные дыры в центре галактик.

Расчет радиуса горизонта событий для черной дыры, радиуса Шварцшильда & # 40Rs),

$ frac < Delta f>= frac$ и $ z = frac < Delta lambda> < lambda> = - frac$ для $ v lt lt c $ применительно к оптическим и радиочастотам.

Расчеты двойных звезд в плоскости орбиты.

3.9.3.2 Закон Хаббла и большой взрыв

Простая интерпретация как расширение вселенной оценка возраста вселенной, предполагая ЧАС постоянно.

Качественная трактовка теории Большого взрыва, включая свидетельства космологического микроволнового фонового излучения и относительного содержания водорода и гелия.

Квазары как самые далекие измеримые объекты.

Открытие квазаров как ярких радиоисточников.

Квазары показывают большие оптические красные смещения, включающие расстояние и выходную мощность.

Образование квазаров из активных сверхмассивных черных дыр.

3.9.3.4 Обнаружение экзопланет

Трудности прямого обнаружения экзопланет.

Методы обнаружения будут ограничены вариацией доплеровского сдвига (метод радиальной скорости) и метода прохождения.


Временной путь через диаграмму Герцшпрунга-Рассела? - Астрономия

Я понимаю, как интерпретировать диаграмму ЧСС, в том смысле, что я знаю, что верхний правый верхний угол занят холодными звездами, но они очень светящиеся, поэтому они должны быть большими, а нижний левый угол - это горячие звезды, а не светящиеся, поэтому они небольшого размера. Тем не менее, я попытался прочитать учебник и поискать в Интернете, но еще не понял, как с помощью этой информации мы можем измерить расстояние до звезд неопределенного расстояния.

Я знаю два основных метода использования диаграмм ЧСС для измерения расстояния. Первый состоит в том, чтобы, по сути, изобразить группу звезд, которые, вероятно, все образовались одновременно (то есть скопление) с видимой яркостью по сравнению с цветом. Поскольку все звезды находятся в одном скоплении, они находятся примерно на одинаковом расстоянии. Таким образом, вы можете определить расстояние до скопления, определив, на сколько вам нужно сдвинуть диаграмму вверх или вниз, чтобы она совпала либо с аналогичной диаграммой ЧСС скопления на известном расстоянии, либо с диаграммой ЧСС звезд с параллаксными расстояниями. .

Второй способ называется «вершиной ветви красных гигантов» и обычно используется с галактиками, в которых главная последовательность не так хорошо определена, как для одиночных скоплений. Когда звезда стареет, она движется по HR-диаграмме по траекториям с разной скоростью. Большая часть жизни звезды тратится на линию, где она сжигает водород в своем ядре, известную как «главная последовательность». Поскольку слой слияния расширяется из-за роста инертного ядра в центре, звезда перемещается вверх и вправо (ярче и краснее) на диаграмме. Для звезд с массой примерно в 1,6 раза больше солнечной, давление и температура в конечном итоге становятся достаточно высокими, чтобы гелий начал плавиться в процессе, называемом гелиевой вспышкой, заставляя ядро ​​расширяться и охлаждаться, заставляя внешние слои звезды сжиматься. Это перемещает звезду обратно вниз и влево на HR-диаграмме, оставляя своего рода «куспид» на пути через HR-диаграмму. Местоположение этого куспида называется «верхушкой ветви красного гиганта». Поскольку мы знаем яркость и цвет этого наконечника, когда мы находим его на диаграмме HR звезд в галактике, мы можем получить много информации о галактике (красное смещение, расстояние и т. Д.).


БЕСПЛАТНАЯ астронаука

В первой части мы познакомились с некоторыми основными историческими представлениями о звездообразовании (то есть массой Джинса). Затем мы прошли первые шаги звездообразования. Это означает, что мы увидели звездные ясли Вселенной, более известные как межзвездные облака. Мы закрыли раздел с первоначальным коллапсом межзвездного облака, что в конечном итоге привело к образованию звезд. Поскольку нам еще предстоит пройти долгий путь до фактического образования звезд, давайте посмотрим, что будет дальше.

Прежде чем продолжить процесс звездообразования, было бы полезно ввести некоторые термины, которые важны для описания этого процесса.

Итак, давайте начнем с определения протозвезды. Протозвезда - это очень молодая звезда, которая все еще набирает массу из родительского молекулярного облака. Это самый ранний этап эволюции звезд. Это начинается, когда фрагмент облака коллапсирует под действием силы тяжести, и внутри него формируется ядро ​​протозвезды. Поскольку падение продолжает накапливать массу на протозвезде, образуется звезда перед главной последовательностью. Она продолжает сжиматься, позволяя начать синтез водорода, превращаясь, таким образом, в звезду главной последовательности. Для звезды, подобной Солнцу, эта фаза длится около 500 000 лет.

Что такое диаграмма Герцшпрунга-Рассела?

Диаграмма Герцшпрунга & # 8211Рассела (диаграмма H-R) - это диаграмма рассеяния звезд, которая отображает соотношение между абсолютной величиной или светимостью звезды в сравнении с ее эффективной температурой или классификацией звезд. Диаграмма, в отличие от того, что предполагает ее название, была создана независимо примерно в 1910 году Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Норрисом Расселом.


Что такое предел Хаяши?

Предел Хаяши - это ограничение на максимальный радиус звезды с учетом ее массы. Когда внутренняя сила тяжести уравновешивается внешним давлением ядра, тогда звезда не может превышать радиус, определенный пределом Хаяши. Его название происходит в честь японского астрофизика Чусиро Хаяси.

Трек Хеньи - это эволюционный путь звезд до главной последовательности с массой> 0,5 M & # 9737 на диаграмме H-R после конца трека Хаяси. Это описывает эволюционный путь более массивных звезд до главной последовательности, где звезда может оставаться в радиационном равновесии в течение определенного периода времени при сжатии до главной последовательности. Таким образом, коллапс происходит очень медленно, а светимость звезды остается постоянной. Его название происходит в честь американского астронома Луи Джорджа Хеньи.

Формирование протозвезды

В предыдущем разделе мы видели процесс коллапса молекулярного облака и то, какие параметры могут его запустить. Итак, давайте посмотрим, что будет дальше, путем обзора характеристик протозвезды и процесса ее формирования. Коллапс новой протозвездной структуры будет продолжаться при условии, что гравитационная энергия связи будет устранена. Однако протозвездное облако становится непрозрачным и не может дальше излучать. Это означает, что энергия удаляется через другую среду. Здесь наличие пыли становится решающим. В этот момент пыль в облаке нагревается до температуры 60-100 К. (-213 & # 176C & # 8212173.15 & # 176C). Таким образом, избыточная энергия может испускаться в виде излучения в дальнем инфракрасном диапазоне, для которого облако прозрачно. Это допускает дальнейшее схлопывание облака.

Профиль плотности облака увеличивается к центру облака, поэтому его ядро ​​сначала становится непрозрачным. Это происходит при плотности 10-13 г / см3. Это формирует ядро ​​(известное как первое гидростатическое ядро), которое может в дальнейшем разрушиться. Его температура увеличивается, так как газ, падающий навстречу, создает ударные волны.

Когда внутренняя температура достигает примерно 2000 К, тепловая энергия разделяет молекулы H2. Затем следует ионизация атомов водорода и гелия. Это поглощает энергию сжатия, что позволяет ему продолжаться в масштабе времени, сравнимом со свободным падением. Когда плотность падающего материала достигает примерно 10-8 г / см3, этот материал становится достаточно прозрачным, чтобы позволить энергии, излучаемой протозвездой, уйти. Комбинация конвекции внутри протозвезды и излучения снаружи позволяет звезде сжиматься дальше. Это прекращается, когда газ достаточно горячий, поэтому его внутреннее давление может поддерживать протозвезду от дальнейшего коллапса (это состояние известно как гидростатическое равновесие). Когда эта фаза завершена, поздравляю, теперь у вас есть протозвезда.

К этому моменту сформировался околозвездный диск, и аккреция на протозвезду продолжается. Когда температура и плотность достаточно высоки, начинается дейтерий (это изотоп водорода с одним протоном и одним нейтроном в его ядре), и внешнее давление замедляет коллапс. Материал из облака продолжает попадать в протозвезду. На этом этапе создается биполярная струя, имеющая дугообразную форму. Такой объект известен как объекты Хербига-Аро (HH), и они являются одними из самых впечатляющих объектов, которые можно наблюдать. Благодаря этому механизму изгоняется избыточный угловой момент, что позволяет звезде сформироваться.

Туманность Ориона - пример звездообразования. По наблюдениям мы обнаружили около 700 сотен звезд на разных стадиях процесса звездообразования. Авторы и права: Предоставлено: НАСА, ЕКА, М. Робберто (Научный институт космического телескопа / ЕКА), проектная группа по проекту сокровищницы космического телескопа Хаббл Орион и Л. Риччи (ESO).

Когда окружающая газовая и пылевая оболочка рассеивается и аккреция прекращается, звезда теперь находится на стадии, предшествующей главной последовательности (ПМС). Отличительное отличие от звезды главной последовательности (например, нашего Солнца) - это источник энергии (т. Е. Гравитационное сжатие или синтез водорода).

Звезда ПМС следует так называемому треку Хаяши на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Сжатие продолжится и остановится до тех пор, пока не будет достигнут предел Хаяши. После этого сокращение продолжается в тепловом масштабе времени. Это количество времени, необходимое звезде, чтобы излучить свою полную кинетическую энергию при ее текущем уровне светимости. Для нашего Солнца этот масштаб составляет 30 миллионов лет. Звезды с массой менее & gt 0,5 M & # 9737 будут звездами главной последовательности. Более массивные ПМС в конце трассы Хаяси медленно разрушаются вблизи гидростатического равновесия, следуя по трассе Хеньей.

Наконец, в ядре звезды начинается синтез водорода, и любой оставшийся окружающий материал удаляется. После этого протозвездная фаза заканчивается и начинается фаза главной последовательности.

Этот процесс хорошо понятен для звезды около 1 M & # 9737 (или меньше). Однако для звезд большой массы продолжительность процесса звездообразования сравнима с другими временными шкалами их эволюции (то есть короткими), но этот процесс не так ясен и четко определен.

Наблюдения за звездными питомниками

В начале поста мы увидели, что первоначальный взгляд на звездообразование был довольно упрощенным, поскольку игнорировал множество элементов, которые мы рассмотрели в предыдущем разделе. Причина этого заключалась не в незнании, а в отсутствии наблюдений.

Все основные особенности звездообразования в оптическом диапазоне не наблюдаются. Образование и эволюция протозвезды скрыты плотным облаком пыли и газа, унаследованным от родительского молекулярного облака. Часто эти структуры, похожие на коконы, могут иметь силуэт на фоне яркого излучения окружающего газа. Снимок с высоким разрешением новорожденной звезды, окруженной пылью. Источник известен как HH-212 (или определение примера протозвезды) и расположен в туманности Ориона. Такие изображения протозвезд невозможно было получить в прошлом, а сегодня благодаря субмиллиметровым телескопам это возможно. Изображение предоставлено: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / Lee et al.

Ранние стадии жизни звезды можно увидеть в инфракрасном свете, который проникает сквозь пыль гораздо эффективнее, чем оптический свет. Таким образом, наблюдения с помощью космических телескопов Spitzer, Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) или даже космического телескопа Хаббла обеспечили наблюдения, имеющие большое значение для нашего понимания звездообразования.

Не менее важны наблюдения в рентгеновских лучах, поскольку излучение таких объектов в 100–100 000 раз сильнее, чем у звезд главной последовательности. У маломассивных звезд рентгеновские лучи излучаются за счет нагрева их звездных корон, в то время как у более массивных звезд оно исходит от ударных волн в их звездном ветре.

Обратите внимание, что образование отдельных звезд можно непосредственно наблюдать только в нашей Галактике. В далеких галактиках это достигается за счет обнаружения уникальных спектральных особенностей.

Процесс звездообразования & # 8211 Маломассивный и большой звездообразование

Механизм образования звезд зависит от их массы. Что касается звездообразования с малой массой, у нас есть данные наблюдений, свидетельствующие о том, что звезды с малой массой образуются в результате гравитационного коллапса локальных вращающихся увеличений плотности внутри облака. Коллапс вращающегося облака газа и пыли приводит к образованию аккреционного диска, который питает материю протозвезду. Для звезд с массой около 8 M & # 9737 и выше механизм звездообразования не совсем понятен.


Эволюционные временные шкалы

Сколько времени нужно, чтобы сформироваться звезда, зависит от ее массы. Цифры, обозначающие точки на каждой дорожке на рис. 21.12, - это время в годах, необходимое для того, чтобы звезды-эмбрионы достигли обсуждаемых нами стадий. Звезды с массой, намного превышающей массу Солнца, достигают главной последовательности за несколько тысяч - миллион лет. Солнцу потребовались миллионы лет, прежде чем оно появилось на свет. Чтобы звезды с меньшей массой эволюционировали до нижней главной последовательности, требуются десятки миллионов лет. (Мы увидим, что это общий принцип: массивные звезды проходят через все стадии эволюции быстрее, чем у маломассивных звезд.)

Мы рассмотрим последующие этапы жизни звезды в «Звезды от подросткового возраста до старости», исследуя, что происходит после того, как звезды прибывают в главную последовательность и начинают «длительный отрочество» и «взрослую жизнь» слияния водорода с образованием гелия. Но теперь мы хотим изучить связь между образованием звезд и планет.


Смотреть видео: Constructing the Hertzsprung-Russell Diagram for Globular Star Cluster (November 2022).