Struktur dalaman Matahari dan bintang jujukan utama. Evolusi bintang

Bintang adalah bola besar plasma bercahaya. Terdapat sejumlah besar daripada mereka dalam galaksi kita. Bintang memainkan peranan penting dalam perkembangan sains. Mereka juga dicatat dalam mitos ramai orang dan berfungsi sebagai alat navigasi. Apabila teleskop dicipta, dan undang-undang pergerakan badan angkasa dan graviti ditemui, saintis menyedari: semua bintang adalah serupa dengan Matahari.

Definisi

Bintang jujukan utama termasuk semua bintang di mana hidrogen ditukar menjadi helium. Oleh kerana proses ini adalah ciri kebanyakan bintang, kebanyakan cahaya yang diperhatikan oleh manusia termasuk dalam kategori ini. Sebagai contoh, Matahari juga tergolong dalam kumpulan ini. Alpha Orionis, atau, sebagai contoh, satelit Sirius bukan milik bintang-bintang jujukan utama.

Kumpulan bintang

Buat pertama kalinya, persoalan membandingkan bintang dengan kelas spektrumnya telah diambil oleh saintis E. Hertzsprung dan G. Russell. Mereka mencipta gambar rajah yang menunjukkan spektrum dan kecerahan bintang. Gambar rajah ini kemudiannya dinamakan sempena nama mereka. Kebanyakan peneraju yang terletak di atasnya dipanggil badan angkasa jujukan utama. Kategori ini termasuk bintang yang terdiri daripada supergergasi biru hingga kerdil putih. Kilauan Matahari dalam rajah ini diambil sebagai kesatuan. Urutan itu termasuk bintang dengan jisim yang berbeza. Para saintis telah mengenal pasti kategori peneraju berikut:

• Supergiants - kelas kecerahan I.
• Gergasi - kelas II.
• Bintang jujukan utama - kelas V.
• Subdwarfs - kelas VI.
• Kerdil putih - kelas VII.

Proses di dalam bintang

Dari sudut pandangan struktur, Matahari boleh dibahagikan kepada empat zon konvensional, di mana pelbagai proses fizikal berlaku. Tenaga sinaran bintang, serta tenaga haba dalaman, timbul jauh di dalam bintang, dihantar ke lapisan luar. Struktur bintang jujukan utama adalah serupa dengan struktur sistem suria. Bahagian tengah mana-mana penerang, yang tergolong dalam kategori ini pada rajah Hertzsprung-Russell, ialah nukleus. Tindak balas nuklear sentiasa berlaku di sana, di mana helium ditukar menjadi hidrogen. Agar nukleus hidrogen berlanggar antara satu sama lain, tenaga mereka mestilah lebih tinggi daripada tenaga tolakan. Oleh itu, tindak balas sedemikian hanya berlaku pada suhu yang sangat tinggi. Suhu di dalam Matahari mencapai 15 juta darjah Celsius. Apabila ia bergerak menjauhi teras bintang, ia berkurangan. Di sempadan luar teras, suhu sudah separuh daripada nilai di bahagian tengah. Ketumpatan plasma juga berkurangan.

Tindak balas nuklear

Tetapi bukan sahaja dalam struktur dalaman mereka adalah bintang jujukan utama yang serupa dengan Matahari. Peneraju kategori ini juga dibezakan oleh fakta bahawa tindak balas nuklear di dalamnya berlaku melalui proses tiga peringkat. Jika tidak, ia dipanggil kitaran proton-proton. Dalam fasa pertama, dua proton berlanggar antara satu sama lain. Akibat perlanggaran ini, zarah baru muncul: deuterium, positron dan neutrino. Seterusnya, proton berlanggar dengan zarah neutrino, dan nukleus isotop helium-3 muncul, serta kuantum sinar gamma. Pada peringkat ketiga proses, dua nukleus helium-3 bergabung antara satu sama lain, dan hidrogen biasa terbentuk.

Semasa perlanggaran ini, tindak balas nuklear secara berterusan menghasilkan zarah neutrino asas. Mereka mengatasi lapisan bawah bintang dan terbang ke ruang antara planet. Neutrino juga dikesan di bumi. Kuantiti yang direkodkan oleh saintis menggunakan instrumen adalah kurang seimbang daripada apa yang diandaikan oleh saintis. Masalah ini adalah salah satu misteri terbesar dalam fizik solar.

Zon sinaran

Lapisan seterusnya dalam struktur Matahari dan bintang jujukan utama ialah zon sinaran. Sempadannya memanjang dari teras ke lapisan nipis yang terletak di sempadan zon perolakan - tachocline. Zon sinaran mendapat namanya daripada cara tenaga dipindahkan dari teras ke lapisan luar bintang - sinaran. Foton, yang sentiasa dihasilkan dalam teras, bergerak di zon ini, berlanggar dengan nukleus plasma. Adalah diketahui bahawa kelajuan zarah ini adalah sama dengan kelajuan cahaya. Tetapi walaupun ini, foton mengambil masa kira-kira sejuta tahun untuk mencapai sempadan zon perolakan dan sinaran. Kelewatan ini berlaku disebabkan oleh perlanggaran berterusan foton dengan nukleus plasma dan pancaran semulanya.

Tachocline

Matahari dan bintang jujukan utama juga mempunyai zon nipis, yang nampaknya memainkan peranan penting dalam pembentukan medan magnet para peneraju. Ia dipanggil tachocline. Para saintis mencadangkan bahawa di sinilah proses dinamo magnet berlaku. Ia terletak pada fakta bahawa aliran plasma meregangkan garis medan magnet dan meningkatkan kekuatan medan keseluruhan. Terdapat juga cadangan bahawa di zon tachocline terdapat perubahan mendadak dalam komposisi kimia plasma.

Zon perolakan

Kawasan ini adalah lapisan paling luar. Sempadan bawahnya terletak pada kedalaman 200 ribu km, dan sempadan atasnya mencapai permukaan bintang. Pada permulaan zon perolakan, suhu masih agak tinggi, mencapai kira-kira 2 juta darjah. Walau bagaimanapun, penunjuk ini tidak lagi mencukupi untuk proses pengionan atom karbon, nitrogen, dan oksigen berlaku. Zon ini mendapat namanya kerana kaedah yang mana jirim sentiasa dipindahkan dari lapisan dalam ke luar - perolakan, atau pencampuran.

Dalam pembentangan tentang bintang jujukan utama, anda boleh menunjukkan fakta bahawa Matahari adalah bintang biasa di galaksi kita. Oleh itu, beberapa soalan - contohnya, mengenai sumber tenaga, struktur, dan pembentukan spektrumnya - adalah perkara biasa kepada Matahari dan bintang lain. Bintang kita unik dari segi lokasinya - ia adalah bintang yang paling hampir dengan planet kita. Oleh itu, permukaannya tertakluk kepada kajian terperinci.

Fotosfera

Cangkang Matahari yang boleh dilihat dipanggil fotosfera. Dialah yang memancarkan hampir semua tenaga yang datang ke Bumi. Fotosfera terdiri daripada butiran, yang merupakan awan gas panas yang memanjang. Di sini anda juga boleh melihat bintik-bintik kecil yang dipanggil obor. Suhu mereka adalah lebih kurang 200 o C lebih tinggi daripada jisim sekeliling, jadi mereka berbeza dalam kecerahan. Obor boleh bertahan sehingga beberapa minggu. Kestabilan ini timbul disebabkan oleh fakta bahawa medan magnet bintang tidak membenarkan aliran menegak gas terion untuk menyimpang ke arah mendatar.

Noda

Juga, kawasan gelap kadangkala muncul pada permukaan fotosfera—nukleus bintik. Selalunya, bintik-bintik boleh tumbuh hingga diameter yang melebihi diameter Bumi. Sebagai peraturan, mereka muncul dalam kumpulan dan kemudian berkembang. Secara beransur-ansur mereka dibahagikan kepada bahagian yang lebih kecil sehingga mereka hilang sepenuhnya. Bintik-bintik muncul di kedua-dua belah khatulistiwa suria. Setiap 11 tahun, bilangan mereka, serta kawasan yang diduduki oleh bintik-bintik, mencapai maksimum. Daripada pergerakan bintik matahari yang diperhatikan, Galileo dapat mengesan putaran Matahari. Putaran ini kemudiannya diperhalusi menggunakan analisis spektrum.

Sehingga kini, saintis tertanya-tanya mengapa tempoh peningkatan tompok matahari adalah tepat 11 tahun. Walaupun terdapat jurang dalam pengetahuan, maklumat tentang tompok matahari dan keberkalaan aspek lain dalam aktiviti bintang memberi saintis keupayaan untuk membuat ramalan penting. Dengan mengkaji data ini, seseorang boleh membuat ramalan tentang kejadian ribut magnetik dan gangguan dalam komunikasi radio.

Perbezaan dari kategori lain

Jumlah tenaga yang dipancarkan oleh bintang dalam satu unit masa dipanggil. Nilai ini boleh dikira daripada jumlah tenaga yang sampai ke permukaan planet kita, dengan syarat jarak bintang ke Bumi diketahui. Bintang jujukan utama lebih bercahaya daripada bintang sejuk, berjisim rendah dan kurang bercahaya daripada bintang panas, iaitu antara 60 dan 100 jisim suria.

Bintang sejuk berada di sudut kanan bawah berbanding kebanyakan peneraju, dan bintang panas berada di sudut kiri atas. Selain itu, bagi kebanyakan bintang, tidak seperti gergasi merah dan kerdil putih, jisim bergantung pada indeks kecerahan. Setiap bintang menghabiskan sebahagian besar hayatnya pada urutan utama. Para saintis percaya bahawa lebih banyak bintang berjisim hidup lebih pendek daripada bintang berjisim rendah. Pada pandangan pertama, ia sepatutnya sebaliknya, kerana mereka mempunyai lebih banyak hidrogen untuk dibakar, dan mereka perlu menghabiskannya lebih lama. Walau bagaimanapun, bintang besar menggunakan bahan api mereka dengan lebih cepat.

Dalam masalah Stellar Equilibrium, telah dibincangkan bahawa pada gambar rajah Hertzsprung-Russell (menghubungkaitkan warna dan kecerahan bintang), kebanyakan bintang jatuh ke dalam "band", yang biasanya dipanggil jujukan utama. Bintang menghabiskan sebahagian besar hidup mereka di sana. Ciri ciri bintang jujukan utama ialah pelepasan tenaga utamanya adalah disebabkan oleh "pembakaran" hidrogen dalam teras, berbeza dengan bintang T Tauri atau, sebagai contoh, gergasi, yang akan dibincangkan dalam kata penutup.

Ia juga telah dibincangkan bahawa warna yang berbeza ("suhu permukaan") dan kecerahan (tenaga yang dipancarkan setiap unit masa) sepadan dengan jisim berbeza bintang jujukan utama. Julat jisim bermula dari persepuluh jisim Matahari (untuk bintang kerdil) dan memanjang kepada ratusan jisim suria (untuk gergasi). Tetapi besar-besaran datang dengan kos hayat yang sangat singkat pada jujukan utama: gergasi menghabiskan berjuta-juta tahun sahaja di atasnya (atau bahkan kurang), manakala kerdil boleh hidup pada jujukan utama sehingga sepuluh trilion tahun.

Dalam masalah ini, kita akan "dari prinsip pertama", menggunakan hasil masalah sebelumnya (Stellar equilibrium dan Photon wander), memahami mengapa urutan utama adalah tepat garis hampir lurus pada rajah, dan bagaimana kilauan dan jisim bintang adalah berkaitan di atasnya.

biarlah u ialah tenaga foton per unit isipadu (ketumpatan tenaga). Mengikut definisi, kilauan L ialah tenaga yang dipancarkan daripada permukaan bintang per unit masa. Mengikut susunan magnitud \(L\sim \frac(V u)(\tau) \), di mana V- isipadu bintang, τ - masa ciri tertentu pemindahan tenaga ini ke luar (masa yang sama semasa foton meninggalkan usus bintang). Sebagai isipadu, sekali lagi mengikut magnitud, kita boleh ambil R 3 di mana R- jejari bintang. Masa pemindahan tenaga boleh dianggarkan sebagai R 2 /lc, Di mana l ialah min laluan bebas, yang boleh dianggarkan sebagai 1/ρκ (ρ ialah ketumpatan jirim bintang, κ ialah pekali kelegapan).

Pada keseimbangan, ketumpatan tenaga foton dinyatakan oleh undang-undang Stefan-Boltzmann: u = aT 4 di mana a- pemalar tertentu, dan T- suhu ciri.

Oleh itu, meninggalkan semua pemalar, kita dapati bahawa kecerahan L adalah berkadar dengan nilai \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa).\)

Kami juga mempunyai tekanan itu P mesti seimbang dengan graviti: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)

Mampatan bintang semasa pembentukannya berhenti apabila pembakaran hidrogen yang kuat bermula di bahagian tengah, yang menghasilkan tekanan yang mencukupi. Ini berlaku pada suhu tertentu T, yang tidak bergantung pada apa-apa. Oleh itu, pada umumnya, suhu ciri (sebenarnya, ini adalah suhu di tengah bintang, tidak boleh dikelirukan dengan suhu permukaan!) adalah sama untuk bintang jujukan utama.

Tugasan

1) Untuk bintang berjisim sederhana (0.5< M/M ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = ν RT ~ ρ T, dan kelegapan (untuk foton) disebabkan oleh penyerakan Thomson pada elektron bebas, kerana pekali kelegapan adalah malar: κ = const. Cari pergantungan kilauan bintang tersebut pada jisimnya. Kadar kilauan bintang yang 10 kali lebih jisim daripada Matahari (berbanding dengan kilauan Matahari).

2) Dalam bintang berjisim rendah, tekanan masih ditentukan oleh tekanan gas, dan pekali kelegapan ditentukan terutamanya oleh penyerakan lain dan diberikan oleh anggaran Kramers: κ ~ ρ/ T 7/2 . buat keputusan tugas yang sama untuk bintang berjisim rendah, menganggarkan kecerahan bintang yang 10 kali lebih ringan daripada Matahari.

3) Untuk bintang besar dengan jisim lebih besar daripada beberapa puluh jisim suria, pekali kelegapan ditentukan hanya oleh penyerakan Thomson (κ = const), manakala tekanan disebabkan oleh tekanan foton, bukan gas ( P ~ T 4). Cari pergantungan kilauan pada jisim untuk bintang tersebut, dan kadar kilauan bintang yang 100 kali lebih besar daripada Matahari (berhati-hati, anda tidak boleh membandingkannya dengan Matahari di sini, anda perlu mengambil langkah perantaraan).

Petunjuk 1

Setelah menerima itu M ~ ρ R 3, gunakan ungkapan anggaran untuk kecerahan dan tekanan, serta ungkapan untuk ketumpatan dan pekali kelegapan, untuk menyingkirkan ρ. Suhu ciri T adalah sama di mana-mana, seperti yang dinyatakan di atas, jadi ia juga boleh ditinggalkan di mana-mana.

Petunjuk 2

Pada titik terakhir, terdapat satu pergantungan untuk bintang jisim suria, dan satu lagi untuk yang berat, jadi mustahil untuk segera membandingkan dengan Matahari. Sebaliknya, mula-mula hitung kecerahan untuk beberapa jisim perantaraan (katakan, 10 jisim suria) menggunakan formula untuk bintang jisim perantaraan, kemudian gunakan formula untuk bintang besar untuk mencari kecerahan bintang 100 kali jisim Matahari.

Penyelesaian

Untuk bintang di mana tekanan terhadap graviti disediakan oleh tekanan gas ideal P ~ ρ T, anda boleh menulis P ~ Mρ/ R~ ρ (mengambil T untuk pemalar). Oleh itu, untuk bintang sebegitu kita memperolehnya M ~ R, yang akan kami gunakan di bawah.

Perhatikan bahawa ungkapan ini mengatakan bahawa bintang yang 10 kali lebih besar daripada Matahari mempunyai kira-kira 10 kali jejari.

1) Mengambil κ dan T untuk pemalar, dan juga dengan meletakkan ρ ~ M/R 3 dan menggunakan hubungan yang diperolehi di atas, kita memperoleh bintang berjisim sederhana L ~ M 3. Ini bermakna bintang 10 kali lebih besar daripada Matahari akan mengeluarkan 1000 kali lebih banyak tenaga seunit masa (dengan jejari hanya 10 kali lebih besar daripada Matahari).

2) Sebaliknya, untuk bintang berjisim rendah, mengambil κ ~ ρ/ T 7/2 (T- masih tetap), kita ada L ~ M 5. Iaitu, bintang yang 10 kali kurang jisim daripada Matahari mempunyai kecerahan 100,000 kali lebih kecil daripada Matahari (sekali lagi, dengan jejari hanya 10 kali lebih kecil).

3) Untuk bintang yang paling besar nisbahnya M ~ R tidak lagi berfungsi. Oleh kerana tekanan disediakan oleh tekanan foton, P ~ Mρ/ r ~ T 4 ~ const. Oleh itu, M ~ R 2, dan L ~ M. Tidak mustahil untuk membandingkan dengan segera dengan Matahari, kerana untuk bintang jisim suria, pergantungan yang berbeza berlaku. Tetapi kita telah mengetahui bahawa bintang 10 kali lebih besar daripada Matahari mempunyai kecerahan 1000 kali lebih besar. Anda boleh membandingkannya dengan bintang sedemikian; ini bermakna bintang itu 100 kali lebih besar daripada Matahari dan mengeluarkan kira-kira 10,000 kali lebih banyak tenaga setiap unit masa. Semua ini menentukan bentuk lengkung jujukan utama pada gambar rajah Hertzsprung-Russell (Rajah 1).

Akhir kata

Sebagai latihan, mari kita juga menganggarkan kecerunan lengkung jujukan utama pada gambar rajah Hertzsprung-Russell. Untuk kesederhanaan, pertimbangkan kes itu L ~ M 4 - pilihan tengah antara kedua-dua yang dipertimbangkan dalam penyelesaian.

Mengikut definisi, suhu berkesan ("suhu" permukaan) ialah

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

di mana σ ialah beberapa pemalar. Memandangkan itu M ~ R(seperti yang kita dapati di atas), kita ada untuk bintang jujukan utama (secara purata) \(L\sim T_(\rm eff)^8\). Iaitu, suhu permukaan bintang yang 10 kali lebih jisim daripada Matahari (dan bersinar 1000 kali lebih kuat) akan menjadi 15,000 K, dan untuk bintang dengan jisim 10 kali lebih kecil daripada Matahari (yang bersinar 100,000 kali lebih kurang intensitinya. ) - lebih kurang 1500 K .

Mari kita ringkaskan. Di bahagian dalam bintang jujukan utama, "pemanasan" berlaku dengan bantuan pembakaran termonuklear hidrogen. Pembakaran sedemikian ialah sumber tenaga yang bertahan selama bertrilion tahun untuk bintang paling ringan, berbilion tahun untuk bintang berjisim suria, dan berjuta tahun untuk bintang yang paling berat.

Tenaga ini diubah menjadi tenaga kinetik gas dan tenaga foton, yang, berinteraksi antara satu sama lain, memindahkan tenaga ini ke permukaan, dan juga memberikan tekanan yang mencukupi untuk mengatasi mampatan graviti bintang. (Tetapi bintang yang paling ringan ( M < 0,5M☉) dan berat ( M > 3M☉) pemindahan juga berlaku melalui perolakan.)

Dalam setiap rajah dalam Rajah. Rajah 3 menunjukkan bintang dari gugusan yang sama kerana bintang dari gugusan yang sama mungkin terbentuk pada masa yang sama. Rajah tengah menunjukkan bintang gugusan Pleiades. Seperti yang anda lihat, gugusan itu masih sangat muda (umurnya dianggarkan 75–150 juta), dan sebahagian besar bintang berada pada jujukan utama.

Gambar rajah kiri menunjukkan gugusan yang baru terbentuk (sehingga 5 juta tahun), di mana kebanyakan bintang masih belum "dilahirkan" (jika kelahiran dianggap sebagai kemasukan ke jujukan utama). Bintang-bintang ini sangat terang, kerana sebahagian besar tenaga mereka bukan disebabkan oleh tindak balas termonuklear, tetapi oleh mampatan graviti. Malah, ia masih dimampatkan, bergerak secara beransur-ansur ke bawah rajah Hertzsprung-Russell (seperti yang ditunjukkan oleh anak panah) sehingga suhu di tengah meningkat cukup untuk mencetuskan tindak balas termonuklear yang cekap. Kemudian bintang akan berada pada jujukan utama (garis hitam dalam rajah) dan akan kekal di sana untuk beberapa waktu. Ia juga perlu diperhatikan bahawa bintang yang paling berat ( M > 6M☉) dilahirkan sudah pada urutan utama, iaitu, apabila ia terbentuk, suhu di tengah sudah cukup tinggi untuk memulakan pembakaran termonuklear hidrogen. Disebabkan ini, kita tidak melihat protostar berat (di sebelah kiri) dalam rajah.

Gambar rajah kanan menunjukkan gugusan lama (12.7 bilion tahun). Dapat dilihat bahawa kebanyakan bintang telah meninggalkan urutan utama, bergerak "naik" pada rajah dan menjadi gergasi merah. Kami akan bercakap dengan lebih terperinci tentang ini, serta cawangan mendatar, lain kali. Walau bagaimanapun, perlu diperhatikan di sini bahawa bintang yang paling berat meninggalkan jujukan utama terlebih dahulu (kami telah menyatakan bahawa kilauan tinggi datang dengan kos hayat yang singkat), manakala bintang paling ringan (di sebelah kanan jujukan utama) terus menjadi di atasnya. Oleh itu, jika "titik infleksi" dikenali untuk gugusan-tempat di mana urutan utama terputus dan cawangan gergasi bermula-seseorang boleh menganggarkan dengan agak tepat berapa tahun yang lalu bintang terbentuk, iaitu, mencari umur gugusan . Oleh itu, gambar rajah Hertzsprung-Russell juga berguna untuk mengenal pasti gugusan bintang yang sangat muda dan sangat tua.

Pada tahun 1910, dua ahli astronomi - Dane Einar Hertzsprung dan Amerika Henry Russell - secara bebas memutuskan untuk mengetahui bagaimana kilauan bintang bergantung pada jenis atau warna spektrumnya. Untuk melakukan ini, mereka memplot data tentang semua jenis spektrum dan kecerahan bintang yang diketahui pada masa itu. Di sebelah kiri gambar rajah adalah bintang putih dan biru panas, di sebelah kanan adalah bintang merah "sejuk", di bahagian atas adalah yang memancarkan banyak tenaga, di bahagian bawah adalah yang "menyengat" pada radiasi. Jika hubungan spektrum-kecerahan tidak jelas, garis lurus akan terbentuk pada gambar rajah jika tiada hubungan wujud sama sekali, titik akan terletak di seluruh medan rajah.

Apa yang ternyata menjadi sesuatu yang sama sekali berbeza: mata yang sepadan dengan bintang tertentu dikumpulkan di kawasan yang berbeza. Kebanyakannya (kira-kira 90%) terletak pada pepenjuru yang ditarik dari sudut kiri atas (bintang kelas O dan B, memancarkan banyak tenaga) ke sudut kanan bawah (bintang merah samar). Ahli astronomi memanggil pepenjuru ini sebagai "jujukan utama." Di atas, urutan bintang diregangkan secara mendatar dengan kilauan tertinggi, yang dipanggil gergasi, kerana untuk memancarkan tenaga yang begitu banyak, bintang itu mesti mempunyai permukaan yang sangat besar. Lebih tinggi lagi, di atas jujukan gergasi, adalah hypergiants dan supergiants, dan antara gergasi dan jujukan utama adalah subgiant.

Kawasan lain ternyata dipenuhi - di sudut kiri bawah terdapat bintang panas dengan kilauan rendah, yang dipanggil kerdil putih - lagipun, untuk memancarkan sedikit tenaga, bintang panas mestilah sangat kecil.

Pada mulanya, para saintis nampaknya sepanjang hidup mereka, bintang bergerak di sepanjang urutan utama, secara beransur-ansur kehilangan tenaga dan penyejukan. Walau bagaimanapun, pada hakikatnya semuanya kelihatan lebih rumit. Bintang "baru lahir" hampir serta-merta "duduk" pada urutan utama, dan tempatnya di dalamnya bergantung terutamanya pada jisimnya - semakin besar jisim, semakin tinggi tempat yang didudukinya. Di sana bintang itu menghabiskan sebahagian besar hidupnya. Itulah sebabnya bilangan terbesar bintang "berkumpul" pada urutan utama.

Tetapi apabila "bahan api" hidrogen berakhir, bintang itu mula mengubah penampilannya. Cangkerangnya mula membengkak, bintang dengan cepat meningkat dalam saiz dan menjadi gergasi merah, menukar tempatnya pada rajah. Kemudian cangkerang penyejuk dibuang - dan hanya teras panas bintang yang kekal. Kerdil putih baru dilahirkan.

Beginilah cara hidup bintang jujukan utama, termasuk Matahari kita. Jenis bintang lain mempunyai "biografi" yang lebih kompleks dan lebih kaya dalam peristiwa.

Menggunakan gambar rajah Hertzsprung-Russell, selalunya mungkin untuk menentukan umur gugusan bintang yang jauh. Jika semua bintang dalam gugusan terletak pada jujukan utama, gugusan itu masih muda; jika beberapa bintang telah meninggalkan jujukan utama, umurnya adalah susunan magnitud yang lebih besar.

Jenis spektrum awal) ke sudut kanan bawah (kecerahan rendah, jenis spektrum lewat) rajah. Bintang jujukan utama mempunyai sumber tenaga yang sama ("pembakaran" hidrogen, terutamanya kitaran CNO), dan oleh itu kecerahan dan suhunya (kelas spektrum) ditentukan oleh jisimnya:

L = M 3,9 ,

di manakah kilauan L dan jisim M diukur dalam unit kecerahan suria dan jisim, masing-masing. Oleh itu, permulaan bahagian kiri jujukan utama diwakili oleh bintang biru dengan jisim ~50 suria, dan hujung sebelah kanan oleh kerdil merah dengan jisim ~0.0767 suria.

Kewujudan jujukan utama adalah disebabkan oleh fakta bahawa peringkat pembakaran hidrogen membentuk ~90% daripada masa evolusi kebanyakan bintang: pembakaran hidrogen di kawasan tengah bintang membawa kepada pembentukan teras helium isoterma, peralihan ke peringkat gergasi merah dan pemergian bintang dari jujukan utama. Evolusi gergasi merah yang agak singkat membawa, bergantung kepada jisimnya, kepada pembentukan kerdil putih, bintang neutron atau lubang hitam.

Bahagian jujukan utama gugusan bintang adalah penunjuk umur mereka: memandangkan kadar evolusi bintang adalah berkadar dengan jisimnya, maka untuk gugusan terdapat titik pecah "kiri" dari jujukan utama di kawasan kecerahan tinggi. dan kelas spektrum awal, bergantung pada umur gugusan, kerana bintang dengan jisim melebihi had tertentu, yang ditetapkan oleh umur gugusan, meninggalkan urutan utama (lihat Rajah, titik berlepas dari jujukan utama ke dahan gergasi merah jelas kelihatan). Jangka hayat bintang pada jujukan utama $\backslash tau\_(\backslash rm\; MS)$ bergantung kepada jisim awal bintang itu M berbanding dengan jisim matahari moden $\backslash begin(smallmatrix)M\_(\backslash bigodot)\backslash end(smallmatrix)$ boleh dianggarkan menggunakan formula empirik:

$\backslash begin(smallmatrix)\; \backslash tau\_(\backslash rm\; MS)\backslash \; \backslash approx\; \backslash \; 6\backslash cdot\backslash \; 10^(9)\; \backslash text(years)\; \backslash cdot\; \backslash left[\; \backslash frac(M\_(\backslash bigodot))(M)\; +\; \backslash \; 0.14\; \backslash kanan]^(4)\; \backslash end(smallmatrix)$

Tulis ulasan tentang artikel "Jujukan Utama"

Nota

Lihat juga

kesusasteraan

Evolusi Protostar Jenis Kekal Bahan biasa Sangat padat hipotesis "Bintang bawahan" Struktur Nukleosintesis Hartanah Senarai

Petikan yang mencirikan Urutan Utama

"Namun, nampaknya tiada siapa yang perasan," Rostov berfikir sendiri. Dan sememangnya, tiada siapa yang perasan apa-apa, kerana semua orang sudah biasa dengan perasaan yang dialami oleh kadet yang tidak dipecat buat kali pertama.
"Ini laporan untuk anda," kata Zherkov, "anda akan lihat, mereka akan menjadikan saya leftenan dua."
"Laporkan kepada putera raja bahawa saya menyalakan jambatan itu," kata kolonel itu dengan sungguh-sungguh dan ceria.
– Bagaimana jika mereka bertanya tentang kerugian?
- Perkara kecil! – kolonel meledak, "dua hussars cedera, dan seorang di tempat kejadian," katanya dengan kegembiraan yang boleh dilihat, tidak dapat menahan senyuman gembira, dengan kuat memotong perkataan indah itu di tempat kejadian.

Dikejar oleh seratus ribu tentera Perancis di bawah komando Bonaparte, ditemui oleh penduduk yang bermusuhan, tidak lagi mempercayai sekutu mereka, mengalami kekurangan makanan dan terpaksa bertindak di luar semua keadaan perang yang boleh dijangka, tentera Rusia yang terdiri daripada tiga puluh lima ribu orang, di bawah perintah Kutuzov, tergesa-gesa berundur ke Danube, berhenti di tempat ia dipintas oleh musuh, dan melawan dengan tindakan barisan belakang, hanya sejauh yang diperlukan untuk berundur tanpa menurunkan berat badan. Terdapat kes di Lambach, Amsteten dan Melk; tetapi, walaupun keberanian dan ketabahan, diakui oleh musuh sendiri, dengan siapa Rusia berperang, akibat daripada urusan ini hanyalah pengunduran yang lebih cepat. Tentera Austria, setelah melarikan diri dari penangkapan di Ulm dan menyertai Kutuzov di Braunau, kini dipisahkan daripada tentera Rusia, dan Kutuzov hanya tinggal kepada pasukannya yang lemah dan letih. Ia adalah mustahil untuk berfikir tentang mempertahankan Vienna lagi. Daripada serangan, pemikiran yang mendalam, mengikut undang-undang sains baru - strategi, perang, yang rancangannya telah dipindahkan ke Kutuzov ketika dia berada di Vienna oleh Gofkriegsrat Austria, satu-satunya, matlamat yang hampir tidak dapat dicapai yang kini kelihatan. kepada Kutuzov adalah untuk, tanpa memusnahkan tentera seperti Mack di bawah Ulm, untuk berhubung dengan tentera yang datang dari Rusia.
Pada 28 Oktober, Kutuzov dan tenteranya menyeberang ke tebing kiri Danube dan berhenti buat kali pertama, meletakkan Danube di antara mereka dan pasukan utama Perancis. Pada 30hb dia menyerang bahagian Mortier yang terletak di tebing kiri Danube dan mengalahkannya. Dalam kes ini, trofi telah diambil buat kali pertama: sepanduk, senjata api dan dua jeneral musuh. Buat pertama kalinya selepas berundur selama dua minggu, tentera Rusia berhenti dan, selepas bergelut, bukan sahaja memegang medan perang, tetapi mengusir Perancis. Walaupun fakta bahawa tentera telah dilucutkan, keletihan, dilemahkan oleh satu pertiga, mundur, cedera, terbunuh dan sakit; walaupun fakta bahawa orang sakit dan cedera ditinggalkan di seberang Danube dengan surat dari Kutuzov, mempercayakan mereka kepada kedermawanan musuh; walaupun fakta bahawa hospital dan rumah besar di Krems, diubah menjadi rumah sakit, tidak lagi dapat menampung semua yang sakit dan cedera, walaupun semua ini, perhentian di Krems dan kemenangan ke atas Mortier dengan ketara meningkatkan semangat tentera. Di seluruh tentera dan di kawasan utama, khabar angin yang paling menggembirakan, walaupun tidak adil, tersebar tentang pendekatan khayalan lajur dari Rusia, tentang beberapa jenis kemenangan yang dimenangi oleh Austria, dan tentang pengunduran Bonaparte yang ketakutan.
Putera Andrei berada semasa pertempuran dengan jeneral Austria Schmitt, yang terbunuh dalam kes ini. Seekor kuda tercedera di bawahnya, dan dia sendiri terkena tembakan sedikit di lengannya. Sebagai tanda bantuan istimewa ketua komander, dia dihantar dengan berita tentang kemenangan ini ke mahkamah Austria, yang tidak lagi di Vienna, yang diancam oleh tentera Perancis, tetapi di Brunn. Pada malam pertempuran, teruja, tetapi tidak letih (walaupun badannya kelihatan lemah, Putera Andrei dapat menahan keletihan fizikal lebih baik daripada orang yang paling kuat), setelah tiba dengan menunggang kuda dengan laporan dari Dokhturov ke Krems ke Kutuzov, Putera Andrei telah dihantar pada malam yang sama kurier ke Brunn. Menghantar melalui kurier, sebagai tambahan kepada ganjaran, bermakna satu langkah penting ke arah promosi.

Bintang jujukan utama

Unit ukuran

Kebanyakan ciri bintang biasanya dinyatakan dalam SI, tetapi GHS juga digunakan (contohnya, kecerahan dinyatakan dalam ergs sesaat). Jisim, kecerahan dan jejari biasanya diberikan berhubung dengan Matahari kita:

Untuk menunjukkan jarak ke bintang, unit seperti tahun cahaya dan parsec digunakan.

Jarak yang jauh seperti jejari bintang gergasi atau paksi separuh utama sistem bintang binari sering dinyatakan menggunakan

unit astronomi (AU) - jarak purata antara Bumi dan Matahari (150 juta km).

Rajah 1 – Gambar rajah Hertzsprung-Russell

Jenis bintang

Klasifikasi bintang mula dibina sejurus selepas spektrum mereka mula diperolehi. Untuk anggaran pertama, spektrum bintang boleh digambarkan sebagai spektrum jasad hitam, tetapi dengan garis serapan atau pancaran bertindih padanya. Berdasarkan komposisi dan kekuatan garisan ini, bintang telah diberikan satu atau satu lagi kelas tertentu. Inilah yang mereka lakukan sekarang, bagaimanapun, pembahagian bintang semasa adalah lebih kompleks: di samping itu, ia termasuk magnitud bintang mutlak, kehadiran atau ketiadaan kebolehubahan dalam kecerahan dan saiz, dan kelas spektrum utama dibahagikan kepada subkelas.

Pada awal abad ke-20, Hertzsprung dan Russell memplot pelbagai bintang pada rajah "Magnitud mutlak" - "kelas spektrum", dan ternyata kebanyakannya dikumpulkan di sepanjang lengkung yang sempit. Kemudian rajah ini (kini dipanggil Gambar rajah Hertzsprung-Russell) ternyata menjadi kunci untuk memahami dan menyelidik proses yang berlaku di dalam bintang.

Sekarang bahawa terdapat teori struktur dalaman bintang dan teori evolusi mereka, ia telah menjadi mungkin untuk menjelaskan kewujudan kelas bintang. Ternyata keseluruhan jenis bintang tidak lebih daripada cerminan ciri kuantitatif bintang (seperti jisim dan komposisi kimia) dan peringkat evolusi di mana bintang itu berada pada masa ini.

Dalam katalog dan secara bertulis, kelas bintang ditulis dalam satu perkataan, dengan penetapan huruf kelas spektrum utama terlebih dahulu (jika kelas tidak ditakrifkan dengan tepat, julat huruf ditulis, sebagai contoh, O-B), kemudian spektrum subkelas ditentukan dalam angka Arab, kemudian kelas ditunjukkan dalam kecerahan angka Rom (nombor wilayah pada rajah Hertzsprung-Russell), dan kemudian datang maklumat tambahan. Sebagai contoh, Matahari mempunyai kelas G2V.

Kelas bintang yang paling banyak ialah bintang jujukan utama; Matahari kita juga tergolong dalam jenis bintang ini. Dari sudut pandangan evolusi, urutan utama ialah tempat pada rajah Hertzsprung-Russell di mana bintang menghabiskan sebahagian besar hayatnya. Pada masa ini, kehilangan tenaga akibat sinaran diimbangi oleh tenaga yang dikeluarkan semasa tindak balas nuklear. Jangka hayat pada jujukan utama ditentukan oleh jisim dan pecahan unsur yang lebih berat daripada helium (kemetalan).

Klasifikasi spektrum moden (Harvard) bintang telah dibangunkan di Balai Cerap Harvard pada tahun 1890 - 1924.

Pengelasan asas (Harvard) spektrum bintang
Kelas	Suhu, K	warna sebenar	Warna yang boleh dilihat	Ciri-ciri utama
O	30 000-60 000	biru	biru	Garis lemah hidrogen neutral, helium, helium terion, darabkan Si, C, N terion.
B	10 000-30 000	putih-biru	putih-biru dan putih	Garis penyerapan helium dan hidrogen. Garis H dan K lemah Ca II.
A	7500-10 000	putih	putih	Siri Balmer Kuat, garisan H dan K Ca II bertambah kuat ke arah kelas F. Juga, lebih dekat dengan kelas F, garisan logam mula kelihatan
F	6000-7500	kuning-putih	putih	Garis H dan K Ca II, garisan logam, adalah kuat. Garis hidrogen mula lemah. Garisan Ca I muncul Jalur G yang dibentuk oleh garisan Fe, Ca dan Ti muncul dan bertambah kuat.
G	5000-6000	kuning	kuning	Garis H dan K Ca II adalah sengit. Garisan Ca I dan banyak garisan logam. Garis hidrogen terus lemah, dan jalur molekul CH dan CN muncul.
K	3500-5000	oren	oren kekuningan	Garisan logam dan jalur G adalah sengit. Garis hidrogen hampir tidak kelihatan. Jalur penyerapan TiO muncul.
M	2000-3500	merah	oren-merah	Jalur TiO dan molekul lain adalah sengit. Jalur G semakin lemah. Garisan logam masih kelihatan.

Kerdil coklat

Kerdil coklat adalah sejenis bintang di mana tindak balas nuklear tidak dapat mengimbangi tenaga yang hilang akibat radiasi. Untuk masa yang lama, kerdil coklat adalah objek hipotesis. Kewujudan mereka telah diramalkan pada pertengahan abad ke-20, berdasarkan idea tentang proses yang berlaku semasa pembentukan bintang. Pada masa yang sama, kerdil coklat ditemui buat kali pertama pada tahun 2004. Sehingga kini, agak banyak bintang jenis ini telah ditemui. Kelas spektrum mereka ialah M - T. Secara teori, kelas lain dibezakan - ditetapkan Y.

Bintang jujukan utama - konsep dan jenis. Klasifikasi dan ciri kategori "Bintang Jujukan Utama" 2017, 2018.