Astronomi arbejdsbog for klasse 11 til lektion nr. 25 (arbejdsbog) - Evolution of stars

1. Marker på baggrund af dataene i den følgende tabel placeringen af ​​de tilsvarende stjerner på Hertzsprung-Russell-diagrammet (fig. 25.1), og udfyld derefter tabellen med de manglende karakteristika.

At plotte stjerners positioner på et diagram er illustreret ved hjælp af eksemplet med Solen. Vi plotter stjernerne i skæringspunktet mellem lysstyrke og temperaturkoordinater.

2. Bestem ved hjælp af Hertzsprung-Russell-diagrammet (fig. 25.1) farven, temperaturen, spektraltypen og den absolutte størrelse af stjerner, der er på hovedsekvensen og har en lysstyrke (i sollysstyrke) lig med 0,01; 100; 10 LLC. Indtast de opnåede data i tabellen.

3. Angiv rækkefølgen af ​​stadier af Solens udvikling:

a) afkøling af den hvide dværg;
b) komprimering af gas- og støvmasser;
c) kompression til en protostjerne;
d) gravitationskompression af den røde kæmpe;
e) stationært trin (strålingskilde - termonukleær reaktion);
e) en rød kæmpe med en ekspanderende heliumkerne.

b - c - d - d - f - a

4. Når man studerede stjernernes masser og deres lysstyrker, blev det fastslået, at for stjerner, der tilhører hovedsekvensen, i intervallet, er lysstyrken (L) af en stjerne proportional med dens masses fjerde potens: L~M 4 . Udfør de nødvendige beregninger og angiv på Hertzsprung-Russell-diagrammet (fig. 25.1) placeringen af ​​stjerner med masse: 0,5, 5 og 10.

5. Beregninger viser, at tiden t (i år) en stjerne forbliver på hovedsekvensen af ​​Hertzsprungs-Russell-diagrammet kan estimeres ved hjælp af formlen t, hvor M er stjernens masse i solmasser. Bestem den tid, stjernen forbliver på hovedsekvensen (levetid).

Stjerner er enorme kugler af lysende plasma. Der er et stort antal af dem i vores galakse. Stjerner spillede en vigtig rolle i udviklingen af ​​videnskab. De blev også bemærket i mange folkeslags myter og tjente som navigationsværktøjer. Da teleskoper blev opfundet, og bevægelseslovene for himmellegemer og tyngdekraften blev opdaget, indså forskerne: alle stjerner ligner Solen.

Definition

Hovedsekvensstjerner omfatter alle dem, hvori brint omdannes til helium. Da denne proces er karakteristisk for de fleste stjerner, falder de fleste af de lyskilder observeret af mennesker i denne kategori. For eksempel hører Solen også til denne gruppe. Alpha Orionis, eller for eksempel Sirius-satellitten, hører ikke til stjernerne i hovedsekvensen.

Grupper af stjerner

For første gang tog forskerne E. Hertzsprung og G. Russell spørgsmålet op om at sammenligne stjerner med deres spektralklasser. De lavede et diagram, der viste stjernernes spektrum og lysstyrke. Dette diagram blev efterfølgende opkaldt efter dem. De fleste af armaturerne, der er placeret på den, kaldes himmellegemer i hovedsekvensen. Denne kategori omfatter stjerner lige fra blå supergiganter til hvide dværge. Solens lysstyrke i dette diagram tages som enhed. Sekvensen omfatter stjerner med forskellig masse. Forskere har identificeret følgende kategorier af armaturer:

• Supergiganter - lysstyrkeklasse I.
• Giants - II klasse.
• Hovedsekvensstjerner - klasse V.
• Underdværge - VI klasse.
• Hvide dværge - klasse VII.

Processer inde i stjernerne

Fra et strukturelt synspunkt kan Solen opdeles i fire konventionelle zoner, inden for hvilke der foregår forskellige fysiske processer. Stjernens strålingsenergi, såvel som indre termisk energi, opstår dybt inde i stjernen, transmitteret til de ydre lag. Strukturen af ​​hovedsekvensstjerner ligner strukturen af ​​solsystemet. Den centrale del af enhver armatur, som tilhører denne kategori på Hertzsprung-Russell-diagrammet, er kernen. Der sker konstant kernereaktioner, hvor helium omdannes til brint. For at brintkerner kan kollidere med hinanden, skal deres energi være højere end den frastødende energi. Derfor forekommer sådanne reaktioner kun ved meget høje temperaturer. Temperaturen inde i Solen når 15 millioner grader Celsius. Når den bevæger sig væk fra stjernens kerne, aftager den. Ved den ydre grænse af kernen er temperaturen allerede halvdelen af ​​værdien i den centrale del. Plasmadensiteten falder også.

Nukleare reaktioner

Men ikke kun i deres indre struktur ligner hovedsekvensstjerner Solen. Armaturerne i denne kategori er også kendetegnet ved, at nukleare reaktioner inde i dem sker gennem en tre-trins proces. Ellers kaldes det proton-proton-cyklussen. I den første fase kolliderer to protoner med hinanden. Som et resultat af denne kollision opstår der nye partikler: deuterium, positron og neutrino. Dernæst kolliderer protonen med en neutrinopartikel, og en kerne af helium-3 isotopen dukker op, samt et gammastrålekvante. På det tredje trin af processen smelter to helium-3 kerner sammen, og der dannes almindelig brint.

Under disse kollisioner producerer nukleare reaktioner konstant elementære neutrinopartikler. De overvinder de nederste lag af stjernen og flyver ind i det interplanetariske rum. Neutrinoer findes også på jorden. Den mængde, der registreres af videnskabsmænd, der bruger instrumenter, er uforholdsmæssigt mindre, end hvad videnskabsmænd antager, den burde være. Dette problem er et af de største mysterier inden for solfysik.

Strålende zone

Det næste lag i strukturen af ​​Solen og hovedsekvensstjernerne er den strålingszone. Dens grænser strækker sig fra kernen til et tyndt lag placeret på grænsen af ​​den konvektive zone - tachoklinen. Strålingszonen har fået sit navn fra den måde, energi overføres fra kernen til stjernens ydre lag - stråling. Fotoner, som konstant produceres i kernen, bevæger sig i denne zone og kolliderer med plasmakernerne. Det er kendt, at disse partiklers hastighed er lig med lysets hastighed. Men på trods af dette tager fotoner omkring en million år at nå grænsen for de konvektive og strålingszoner. Denne forsinkelse opstår på grund af den konstante kollision af fotoner med plasmakerner og deres re-emission.

Tachoklin

Solen og hovedsekvensstjernerne har også en tynd zone, som tilsyneladende spiller en vigtig rolle i dannelsen af ​​armaturernes magnetfelt. Det kaldes tachoklin. Forskere antyder, at det er her, magnetiske dynamo-processer forekommer. Det ligger i det faktum, at plasmastrømme strækker magnetiske feltlinjer og øger den samlede feltstyrke. Der er også forslag om, at der i tachoklinzonen er en skarp ændring i plasmaets kemiske sammensætning.

Konvektiv zone

Dette område er det yderste lag. Dens nedre grænse er placeret i en dybde på 200 tusind km, og dens øvre grænse når stjernens overflade. I begyndelsen af ​​konvektionszonen er temperaturen stadig ret høj og når op på omkring 2 millioner grader. Denne indikator er imidlertid ikke længere tilstrækkelig til, at processen med ionisering af kulstof-, nitrogen- og oxygenatomer kan finde sted. Denne zone har fået sit navn på grund af den metode, hvorved stof konstant overføres fra dybe til ydre lag - konvektion eller blanding.

I et oplæg om hovedsekvensstjerner kan du påpege, at Solen er en almindelig stjerne i vores galakse. Derfor er en række spørgsmål - for eksempel om kilderne til dets energi, struktur og dannelsen af ​​spektret - fælles for både Solen og andre stjerner. Vores stjerne er unik i forhold til dens placering - den er den stjerne, der er tættest på vores planet. Derfor er dens overflade udsat for detaljeret undersøgelse.

Fotosfære

Solens synlige skal kaldes fotosfæren. Det er hende, der udsender næsten al den energi, der kommer til Jorden. Fotosfæren består af granulat, som er aflange skyer af varm gas. Her kan du også observere små pletter kaldet fakler. Deres temperatur er cirka 200 o C højere end den omgivende masse, så de er forskellige i lysstyrke. Fakler kan holde op til flere uger. Denne stabilitet opstår på grund af det faktum, at stjernens magnetfelt ikke tillader vertikale strømme af ioniserede gasser at afvige i vandret retning.

Pletter

Også mørke områder vises nogle gange på overfladen af ​​fotosfæren - pletkerner. Ofte kan pletter vokse til en diameter, der overstiger jordens diameter. Som regel optræder de i grupper og vokser derefter. Gradvist opdeles de i mindre sektioner, indtil de forsvinder helt. Pletter vises på begge sider af solækvator. Hvert 11. år når deres antal, såvel som området besat af pletterne, et maksimum. Ud fra den observerede bevægelse af solpletterne var Galileo i stand til at detektere Solens rotation. Denne rotation blev senere forfinet ved hjælp af spektralanalyse.

Indtil nu har videnskabsmænd undret sig over, hvorfor perioden med stigning i solpletter er præcis 11 år. På trods af hullerne i viden giver information om solpletter og periodiciteten af ​​andre aspekter af en stjernes aktivitet forskerne mulighed for at lave vigtige forudsigelser. Ved at studere disse data kan man komme med forudsigelser om forekomsten af ​​magnetiske storme og forstyrrelser i radiokommunikation.

Forskelle fra andre kategorier

Mængden af ​​energi, som en stjerne udsender i en tidsenhed kaldes. Denne værdi kan beregnes ud fra mængden af ​​energi, der når overfladen af ​​vores planet, forudsat at stjernens afstand til Jorden er kendt. Hovedsekvensstjerner er mere lysende end kølige stjerner med lav masse og mindre lysende end varme stjerner, som er 60 til 100 solmasser.

Seje stjerner er i nederste højre hjørne i forhold til de fleste armaturer, og varme stjerner er i øverste venstre hjørne. Desuden afhænger massen for de fleste stjerner, i modsætning til røde kæmper og hvide dværge, af lysstyrkeindekset. Hver stjerne bruger det meste af sit liv på hovedsekvensen. Forskere mener, at mere massive stjerner lever meget kortere end dem med lav masse. Umiddelbart skulle det være omvendt, for de har mere brint at forbrænde, og de skal bruge længere tid. Men massive stjerner bruger deres brændstof meget hurtigere.

I Stellar Equilibrium-problemet blev det diskuteret, at på Hertzsprung-Russell-diagrammet (der relaterer til stjerners farve og lysstyrke), falder de fleste stjerner ind i et "bånd", som normalt kaldes hovedsekvensen. Stjerner tilbringer det meste af deres liv der. Et karakteristisk træk ved hovedsekvensstjerner er, at deres hovedenergifrigivelse skyldes "afbrændingen" af brint i kernen, i modsætning til T Tauri-stjerner eller for eksempel kæmper, som vil blive diskuteret i efterordet.

Det er også blevet diskuteret, at forskellige farver ("overfladetemperaturer") og lysstyrker (energi udsendt pr. tidsenhed) svarer til forskellige masser af hovedsekvensstjerner. Rækkevidden af ​​masser starter fra tiendedele af Solens masse (for dværgstjerner) og strækker sig til hundredvis af solmasser (for kæmper). Men massivitet kommer på bekostning af en meget kort levetid på hovedsekvensen: giganter bruger kun millioner af år på den (eller endnu mindre), mens dværge kan leve på hovedsekvensen i op til ti billioner år.

I denne opgave vil vi "fra første principper" ved hjælp af resultaterne af tidligere problemer (stjerneligevægt og fotonvandring), forstå hvorfor hovedsekvensen netop er en næsten lige linje på diagrammet, og hvordan stjernernes lysstyrke og masse er relateret til det.

Lade u er energien af ​​fotoner pr. volumenenhed (energitæthed). Per definition lysstyrke L er den energi, der udsendes fra overfladen af ​​en stjerne pr. tidsenhed. Efter størrelsesorden \(L\sim \frac(V u)(\tau) \), hvor V- stjernens volumen, τ - et bestemt karakteristisk tidspunkt for overførsel af denne energi udad (samme tid, hvor fotonen forlader stjernens indvolde). Som volumen, igen i størrelsesorden, kan vi tage R 3 hvor R- stjernens radius. Energioverførselstiden kan estimeres som R 2 /lc, Hvor l er den gennemsnitlige frie vej, som kan estimeres til 1/ρκ (ρ er tætheden af ​​stjernens stof, κ er opacitetskoefficienten).

Ved ligevægt er fotonenergitætheden udtrykt ved Stefan-Boltzmann-loven: u = på 4 hvor -en- en vis konstant, og T- karakteristisk temperatur.

Udeladelse af alle konstanterne finder vi således, at lysstyrken L er proportional med værdien \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa).\)

Vi har også det pres P skal afbalanceres af tyngdekraften: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)

Kompressionen af ​​stjerner under deres dannelse stopper, når intens forbrænding af brint begynder i midten, hvilket giver tilstrækkeligt tryk. Dette sker ved en bestemt temperatur T, som ikke afhænger af noget. Derfor er den karakteristiske temperatur (det er faktisk temperaturen i stjernens centrum, ikke at forveksle med overfladetemperaturen!) den samme for hovedsekvensstjerner.

Opgave

1) For mellemstore stjerner (0,5< M/M ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = ν RT ~ ρ T, og opaciteten (for fotoner) er forårsaget af Thomson-spredning på frie elektroner, på grund af hvilken opacitetskoefficienten er konstant: κ = konst. Find afhængigheden af ​​sådanne stjerners lysstyrke af deres masse. Sats lysstyrken af ​​en stjerne, der er 10 gange mere massiv end Solen (i forhold til Solens lysstyrke).

2) I lavmassestjerner bestemmes trykket stadig af gastrykket, og opacitetskoefficienten bestemmes hovedsageligt af anden spredning og er givet ved Kramers tilnærmelse: κ ~ ρ/ T 7/2 . Beslutte det samme problem for stjerner med lav masse, idet man estimerer lysstyrken af ​​en stjerne, der er 10 gange lettere end Solen.

3) For massive stjerner med masser større end flere tiere af solmasser bestemmes opacitetskoefficienten kun af Thomson-spredning (κ = konst), mens trykket skyldes trykket af fotoner, ikke gas ( P ~ T 4). Find lysstyrkens afhængighed af massen for sådanne stjerner, og sats lysstyrken af ​​en stjerne, der er 100 gange mere massiv end Solen (pas på, du kan ikke sammenligne den med Solen her, du skal tage et mellemtrin).

Tip 1

At have accepteret det M ~ ρ R 3, skal du bruge de omtrentlige udtryk for lysstyrke og tryk, samt udtrykket for tæthed og opacitetskoefficient, for at slippe af med ρ. Karakteristisk temperatur T er den samme overalt, som nævnt ovenfor, så den kan også udelades overalt.

Tip 2

I det sidste punkt er der en afhængighed for stjerner af solmasser og en anden for tunge, så det er umuligt umiddelbart at sammenligne med Solen. Beregn i stedet først lysstyrken for en mellemmasse (f.eks. 10 solmasser) ved hjælp af formlen for stjerner med mellemmasse, og brug derefter formlen for massive stjerner til at finde lysstyrken af ​​en stjerne 100 gange Solens masse.

Løsning

For stjerner, hvor trykket mod tyngdekraften er tilvejebragt af trykket fra en ideel gas P ~ ρ T, kan du skrive P ~ Mρ/ R~ ρ (tager T for en konstant). Således opnår vi det for sådanne stjerner M ~ R, som vi vil bruge nedenfor.

Bemærk, at dette udtryk siger, at en stjerne, der er 10 gange mere massiv end Solen, har omkring 10 gange radius.

1) Tager κ og T for konstanter, og også ved at sætte ρ ~ M/R 3 og ved at bruge den ovenfor opnåede relation, opnår vi for mellemstore stjerner L ~ M 3. Det betyder, at en stjerne, der er 10 gange mere massiv end Solen, vil udsende 1000 gange mere energi pr. tidsenhed (med en radius, der kun er 10 gange større end Solen).

2) På den anden side, for lavmassestjerner, tager κ ~ ρ/ T 7/2 (T- stadig en konstant), har vi L ~ M 5 . Det vil sige, at en stjerne, der er 10 gange mindre massiv end Solen, har en lysstyrke 100.000 gange mindre end Solen (igen med en radius, der kun er 10 gange mindre).

3) For de mest massive stjerner forholdet M ~ R virker ikke længere. Da trykket er leveret af trykket af fotoner, P ~ Mρ/ r ~ T 4 ~ konst. Dermed, M ~ R 2, og L ~ M. Det er umuligt umiddelbart at sammenligne med Solen, da for stjerner med solmasser gælder en anden afhængighed. Men vi har allerede fundet ud af, at en stjerne, der er 10 gange mere massiv end Solen, har en lysstyrke, der er 1000 gange større. Du kan sammenligne det med sådan en stjerne, det betyder, at stjernen er 100 gange mere massiv end Solen og udsender omkring 10.000 gange mere energi pr. tidsenhed. Alt dette bestemmer formen af ​​hovedsekvenskurven på Hertzsprung-Russell-diagrammet (fig. 1).

Efterord

Lad os som en øvelse også estimere hældningen af ​​hovedsekvenskurven på Hertzsprung-Russell-diagrammet. Overvej sagen for nemheds skyld L ~ M 4 - den midterste mulighed mellem de to overvejede i løsningen.

Per definition er den effektive temperatur ("temperatur" af overfladen).

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

hvor σ er en konstant. Overvejer det M ~ R(som vi fandt ovenfor), har vi for hovedsekvensstjerner (i gennemsnit) \(L\sim T_(\rm eff)^8\). Det vil sige, at overfladetemperaturen på en stjerne, der er 10 gange mere massiv end Solen (og skinner 1000 gange mere intenst) vil være 15.000 K, og for en stjerne med 10 gange mindre masse end Solen (som skinner 100.000 gange mindre intenst) ) - cirka 1500 K .

Sammenfatte. I det indre af hovedsekvensstjerner sker "opvarmning" gennem termonuklear forbrænding af brint. En sådan forbrænding er en energikilde, der varer i billioner af år for de letteste stjerner, milliarder af år for solmassestjerner og millioner af år for de tungeste.

Denne energi omdannes til gassens kinetiske energi og energien fra fotoner, som i vekselvirkning med hinanden overfører denne energi til overfladen og også giver tilstrækkeligt tryk til at modvirke stjernens gravitationskompression. (Men de letteste stjerner ( M < 0,5M☉) og tung ( M > 3M☉) overførsel sker også via konvektion.)

I hvert af diagrammerne i fig. Figur 3 viser stjerner fra den samme hob, fordi stjerner fra den samme hob formentlig blev dannet på samme tid. Det midterste diagram viser stjernerne i Pleiades-hoben. Som du kan se, er hoben stadig meget ung (dens alder er anslået til 75-150 millioner), og hovedparten af ​​stjernerne er på hovedsekvensen.

Det venstre diagram viser en hob, der netop er dannet (op til 5 millioner år gammel), hvor de fleste af stjernerne ikke engang er blevet "født" endnu (hvis fødslen anses for at være adgang til hovedsekvensen). Disse stjerner er meget lyse, da hovedparten af ​​deres energi ikke skyldes termonukleare reaktioner, men gravitationskompression. Faktisk er de stadig komprimerede og bevæger sig gradvist ned ad Hertzsprung-Russell-diagrammet (som angivet af pilen), indtil temperaturen i midten stiger nok til at udløse effektive termonukleare reaktioner. Så vil stjernen være på hovedsekvensen (sort linje i diagrammet) og vil forblive der i nogen tid. Det er også værd at bemærke, at de tungeste stjerner ( M > 6M☉) er født allerede på hovedsekvensen, det vil sige, når de dannes, er temperaturen i midten allerede høj nok til at starte termonuklear forbrænding af brint. På grund af dette ser vi ikke tunge protostjerner (til venstre) i diagrammet.

Det højre diagram viser en gammel klynge (12,7 milliarder år gammel). Det kan ses, at de fleste stjerner allerede har forladt hovedsekvensen, bevæget sig "op" på diagrammet og blevet røde kæmper. Vi vil tale mere detaljeret om dette, såvel som den vandrette gren, en anden gang. Det er dog værd at bemærke her, at de tungeste stjerner forlader hovedsekvensen først (vi har allerede bemærket, at høj lysstyrke koster et kort liv), mens de letteste stjerner (til højre for hovedsekvensen) fortsat er på det. Så hvis "bøjningspunktet" er kendt for en hob – stedet hvor hovedsekvensen brækker af og kæmpegrenen begynder – kan man ret præcist vurdere, hvor mange år siden stjernerne blev dannet, det vil sige finde hobens alder . Derfor er Hertzsprung-Russell-diagrammet også nyttigt til at identificere meget unge og meget gamle stjernehobe.

Afsnittet er meget nemt at bruge. Indtast blot det ønskede ord i det angivne felt, og vi vil give dig en liste over dets betydninger. Jeg vil gerne bemærke, at vores websted leverer data fra forskellige kilder - encyklopædiske, forklarende, orddannende ordbøger. Her kan du også se eksempler på brugen af ​​det ord, du har indtastet.

Find

Hvad betyder "hovedsekvens"?

Encyklopædisk ordbog, 1998

hovedrækkefølge

HOVEDsekvensen af ​​Hertzsprung-Russell-diagrammet er et smalt bånd på dette diagram, inden for hvilket langt de fleste stjerner er placeret. Krydser diagrammet diagonalt (fra høj til lav lysstyrke og temperatur). Stjerner i hovedsekvensen (især Solen inkluderer dem) har den samme energikilde - termonukleære reaktioner i brintkredsløbet. Stjerner er på hovedsekvensen for cirka 90 % af stjernernes udvikling. Dette forklarer den overvejende koncentration af stjerner i hovedsekvensområdet.

Wikipedia

Hovedsekvens

Hovedsekvens- et område på Hertzsprung-Russell-diagrammet, der indeholder stjerner, hvis energikilde er den termonukleære reaktion af heliumfusion fra brint.

Hovedsekvensen er placeret i nærheden af ​​diagonalen af ​​Hertzsprung-Russell-diagrammet og løber fra det øverste venstre hjørne (høje lysstyrker, tidlige spektraltyper) til det nederste højre hjørne af diagrammet. Hovedsekvensstjerner har den samme energikilde ("forbrænding" af brint, primært CNO-cyklussen), og derfor bestemmes deres lysstyrke og temperatur af deres masse:

L = M,

hvor er lysstyrken L og masse M målt i henholdsvis solenergiens lysstyrke og masseenheder. Derfor er begyndelsen af ​​den venstre del af hovedsekvensen repræsenteret af blå stjerner med masser af ~50 sol, og slutningen af ​​den højre af røde dværge med masser af ~0,0767 sol.

Eksistensen af ​​hovedsekvensen skyldes det faktum, at brintforbrændingsstadiet udgør ~90% af udviklingstiden for de fleste stjerner: afbrændingen af ​​brint i de centrale områder af stjernen fører til dannelsen af ​​en isoterm heliumkerne, overgangen til den røde kæmpe scene og stjernens afgang fra hovedsekvensen. Den relativt korte udvikling af røde kæmper fører, afhængig af deres masse, til dannelsen af ​​hvide dværge, neutronstjerner eller sorte huller.

Sektionen af ​​hovedsekvensen af ​​stjernehobe er en indikator for deres alder: da stjernernes udviklingshastighed er proportional med deres masse, så er der for klynger et "venstre" knækpunkt for hovedsekvensen i området med høj lysstyrke og tidlige spektralklasser, afhængigt af hobens alder, da stjerner med en masse, der overstiger en vis grænse, fastsat af hobens alder, forlod hovedsekvensen. Levetid for en stjerne i hovedsekvensen $\tau_(\rm MS)$ afhængig af stjernens begyndelsesmasse M i forhold til Solens moderne masse kan $\begin(smallmatrix)M_(\bigodot)\end(smallmatrix)$ estimeres ved hjælp af den empiriske formel:

$$\begin(smallmatrix) \tau_(\rm MS)\ \ca. \ 6\cdot\ 10^(9) \text(år) \cdot \left[ \frac(M_(\bigodot))(M) + \0.14 \right]^(4) \end(lillematrix)$$

Stjerner kan være meget forskellige: små og store, lyse og ikke særlig lyse, gamle og unge, varme og "kolde", hvide, blå, gule, røde osv.

Hertzsprung-Russell-diagrammet giver dig mulighed for at forstå klassificeringen af ​​stjerner.

Den viser forholdet mellem stjernens absolutte størrelse, lysstyrke, spektraltype og overfladetemperatur. Stjernerne i dette diagram er ikke placeret tilfældigt, men danner klart synlige områder.

De fleste af stjernerne er på den såkaldte hovedrækkefølge. Eksistensen af ​​hovedsekvensen skyldes det faktum, at brintforbrændingsstadiet udgør ~90% af udviklingstiden for de fleste stjerner: afbrændingen af ​​brint i de centrale områder af stjernen fører til dannelsen af ​​en isoterm heliumkerne, overgangen til den røde kæmpe scene og stjernens afgang fra hovedsekvensen. Den relativt korte udvikling af røde kæmper fører, afhængig af deres masse, til dannelsen af ​​hvide dværge, neutronstjerner eller sorte huller.

Da de er på forskellige stadier af deres evolutionære udvikling, er stjerner opdelt i normale stjerner, dværgstjerner og kæmpestjerner.

Normale stjerner er hovedsekvensstjerner. Disse inkluderer vores sol. Nogle gange kaldes normale stjerner som Solen for gule dværge.

Gul dværg

En gul dværg er en type lille hovedsekvensstjerne med en masse mellem 0,8 og 1,2 solmasser og en overfladetemperatur på 5000–6000 K.

Levetiden for en gul dværg er i gennemsnit 10 milliarder år.

Efter at hele forsyningen af ​​brint er brændt, øges stjernen i størrelse mange gange og bliver til en rød kæmpe. Et eksempel på denne type stjerne er Aldebaran.

Den røde kæmpe udstøder sine ydre lag af gas for at danne planetariske tåger, mens kernen kollapser til en lille, tæt hvid dværg.

En rød kæmpe er en stor stjerne med en rødlig eller orange farve. Dannelsen af ​​sådanne stjerner er mulig både på stjernedannelsesstadiet og på senere stadier af deres eksistens.

På et tidligt tidspunkt stråler stjernen på grund af den gravitationsenergi, der frigives under kompression, indtil kompressionen stoppes af den termonukleare reaktion, der er begyndt.

I de senere stadier af udviklingen af ​​stjerner, efter afbrænding af brint i deres kerner, forlader stjernerne hovedsekvensen og bevæger sig til området for røde kæmper og supergiganter i Hertzsprung-Russell-diagrammet: dette stadie varer cirka 10 % af tidspunktet for stjerners "aktive" liv, det vil sige stadierne af deres udvikling, hvor nukleosyntesereaktioner forekommer i stjernens indre.

Kæmpestjernen har en relativt lav overfladetemperatur, omkring 5000 grader. En enorm radius, når 800 solenergi og på grund af så store størrelser, enorm lysstyrke. Den maksimale stråling forekommer i de røde og infrarøde områder af spektret, hvorfor de kaldes røde kæmper.

Den største af kæmperne bliver til røde supergiganter. En stjerne kaldet Betelgeuse i stjernebilledet Orion er det mest slående eksempel på en rød supergigant.

Dværgstjerner er det modsatte af kæmper og kan være de næste.

En hvid dværg er det, der er tilbage af en almindelig stjerne med en masse på mindre end 1,4 solmasser, efter at den er passeret gennem det røde kæmpestadium.

På grund af manglen på brint forekommer termonukleare reaktioner ikke i kernen af ​​sådanne stjerner.

Hvide dværge er meget tætte. De er ikke større i størrelse end Jorden, men deres masse kan sammenlignes med Solens masse.

Disse er utrolig varme stjerner, deres temperaturer når 100.000 grader eller mere. De skinner ved at bruge deres resterende energi, men med tiden løber den ud, og kernen afkøles og bliver til en sort dværg.

Røde dværge er de mest almindelige stjerneobjekter i universet. Skøn over deres antal varierer fra 70 til 90 % af antallet af alle stjerner i galaksen. De er ret forskellige fra andre stjerner.

Massen af ​​røde dværge overstiger ikke en tredjedel af solmassen (den nedre massegrænse er 0,08 sol, efterfulgt af brune dværge), overfladetemperaturen når 3500 K. Røde dværge har en spektralklasse på M eller sen K. Stjerner af denne type udsender meget lidt lys, nogle gange 10.000 gange mindre end Solen.

På grund af deres lave stråling er ingen af ​​de røde dværge synlige fra Jorden med det blotte øje. Selv den nærmeste røde dværg på Solen, Proxima Centauri (den nærmeste stjerne i det tredobbelte system til Solen), og den nærmeste enkeltstående røde dværg, Barnard's Star, har tilsyneladende størrelser på henholdsvis 11,09 og 9,53. I dette tilfælde kan en stjerne med en størrelsesorden på op til 7,72 observeres med det blotte øje.

På grund af den lave hastighed af brintforbrænding har røde dværge meget lange levetider, der spænder fra titusinder af milliarder til titusinder af billioner af år (en rød dværg med en masse på 0,1 solmasser vil brænde i 10 billioner år).

Hos røde dværge er termonukleære reaktioner, der involverer helium, umulige, så de kan ikke blive til røde kæmper. Med tiden skrumper de gradvist og opvarmes mere og mere, indtil de bruger hele forsyningen af ​​brintbrændstof.

Gradvist bliver de ifølge teoretiske begreber til blå dværge - en hypotetisk klasse af stjerner, mens ingen af ​​de røde dværge endnu har formået at blive til en blå dværg og derefter til hvide dværge med en heliumkerne.

Brun dværg - substellare objekter (med masser i området fra ca. 0,01 til 0,08 solmasser eller henholdsvis fra 12,57 til 80,35 Jupiter-masser og en diameter, der er omtrent lig med Jupiters diameter), i hvis dybder, i modsætning til hovedsekvensen stjerner, er der ingen termonuklear fusionsreaktion med omdannelsen af ​​brint til helium.

Minimumstemperaturen for hovedsekvensstjerner er omkring 4000 K, temperaturen for brune dværge ligger i området fra 300 til 3000 K. Brune dværge afkøles konstant gennem hele deres liv, og jo større dværgen er, jo langsommere afkøles den.

Underbrune dværge

Underbrune dværge, eller brune underdværge, er kølige formationer, der falder under den brune dværgmassegrænse. Deres masse er mindre end cirka en hundrededel af Solens masse eller følgelig 12,57 af Jupiters masse, den nedre grænse er ikke bestemt. De anses generelt for at være planeter, selvom det videnskabelige samfund endnu ikke er kommet til en endelig konklusion om, hvad der betragtes som en planet, og hvad der er en sub-brun dværg.

Sort dværg

Sorte dværge er hvide dværge, der er afkølet og som følge heraf ikke udsender i det synlige område. Repræsenterer den sidste fase af udviklingen af ​​hvide dværge. Masserne af sorte dværge er ligesom masserne af hvide dværge begrænset til over 1,4 solmasser.

En dobbeltstjerne er to gravitationsbundne stjerner, der kredser om et fælles massecenter.

Nogle gange er der systemer med tre eller flere stjerner, i dette generelle tilfælde kaldes systemet en multipel stjerne.

I tilfælde, hvor et sådant stjernesystem ikke er for langt fra Jorden, kan individuelle stjerner skelnes gennem et teleskop. Hvis afstanden er betydelig, kan astronomer forstå, at en dobbeltstjerne kun er synlig af indirekte tegn - udsving i lysstyrke forårsaget af periodiske formørkelser af en stjerne af en anden og nogle andre.

Ny stjerne

Stjerner, hvis lysstyrke pludselig stiger 10.000 gange. Novaen er et binært system bestående af en hvid dværg og en ledsagerstjerne placeret på hovedsekvensen. I sådanne systemer strømmer gas fra stjernen gradvist til den hvide dværg og eksploderer periodisk der, hvilket forårsager et udbrud af lysstyrke.

Supernova

En supernova er en stjerne, der ender sin udvikling i en katastrofal eksplosiv proces. Opblussen kan i dette tilfælde være flere størrelsesordener større end i tilfældet med en nova. En sådan kraftig eksplosion er en konsekvens af de processer, der finder sted i stjernen på det sidste trin af evolutionen.

Neutronstjerne

Neutronstjerner (NS) er stjerneformationer med masser af størrelsesordenen 1,5 sol og størrelser mærkbart mindre end hvide dværge den typiske radius for en neutronstjerne er formodentlig i størrelsesordenen 10-20 kilometer.

De består hovedsageligt af neutrale subatomære partikler - neutroner, tæt komprimeret af gravitationskræfter. Tætheden af ​​sådanne stjerner er ekstrem høj, den er sammenlignelig og kan ifølge nogle skøn være flere gange højere end den gennemsnitlige tæthed af atomkernen. En kubikcentimeter NS-stof vil veje flere hundrede millioner tons. Tyngdekraften på overfladen af ​​en neutronstjerne er omkring 100 milliarder gange højere end på Jorden.

I vores galakse kan der ifølge videnskabsmænd eksistere fra 100 millioner til 1 milliard neutronstjerner, det vil sige et sted omkring én promille almindelige stjerner.

Pulsarer

Pulsarer er kosmiske kilder til elektromagnetisk stråling, der kommer til Jorden i form af periodiske udbrud (impulser).

Ifølge den dominerende astrofysiske model er pulsarer roterende neutronstjerner med et magnetfelt, der hælder til rotationsaksen. Når Jorden falder ind i keglen dannet af denne stråling, er det muligt at detektere en strålingsimpuls, der gentages med intervaller svarende til stjernens omløbsperiode. Nogle neutronstjerner roterer op til 600 gange i sekundet.

Cepheider

Cepheider er en klasse af pulserende variable stjerner med et ret præcist periode-lysstyrkeforhold, opkaldt efter stjernen Delta Cephei. En af de mest berømte Cepheider er Polaris.

Den givne liste over hovedtyper (typer) af stjerner med deres korte karakteristika udtømmer naturligvis ikke hele det mulige udvalg af stjerner i universet.