Buku kerja Astronomi untuk gred 11 untuk pelajaran No. 25 (buku kerja) - Evolusi bintang

1. Berdasarkan data yang diberikan dalam jadual berikut, tandakan kedudukan bintang yang sepadan pada gambar rajah Hertzsprung-Russell (Rajah 25.1), dan kemudian lengkapkan jadual dengan ciri yang hilang.

Memplot kedudukan bintang pada rajah digambarkan menggunakan contoh Matahari. Kami merancang bintang di persimpangan koordinat kilauan dan suhu.

2. Menggunakan gambar rajah Hertzsprung-Russell (Rajah 25.1), tentukan warna, suhu, kelas spektrum dan magnitud mutlak bintang yang berada pada jujukan utama dan mempunyai kecerahan (dalam kecerahan suria) bersamaan dengan 0.01; 100; 10 LLC. Masukkan data yang diperoleh ke dalam jadual.

3. Nyatakan urutan peringkat evolusi Matahari:

a) penyejukan kerdil putih;
b) pemadatan jisim gas dan habuk;
c) pemampatan ke dalam protostar;
d) mampatan graviti gergasi merah;
e) peringkat pegun (sumber sinaran - tindak balas termonuklear);
e) gergasi merah dengan teras helium yang mengembang.

b - c - d - d - f - a

4. Apabila mengkaji jisim bintang dan kecerahannya, telah ditetapkan bahawa bagi bintang yang tergolong dalam jujukan utama, dalam selang waktu, kecerahan (L) bintang adalah berkadar dengan kuasa keempat jisimnya: L~M 4 . Jalankan pengiraan yang diperlukan dan nyatakan pada rajah Hertzsprung-Russell (Rajah 25.1) lokasi bintang dengan jisim: 0.5, 5 dan 10.

5. Pengiraan menunjukkan bahawa masa t (dalam tahun) bintang kekal pada jujukan utama rajah Hertzsprungs-Russell boleh dianggarkan menggunakan formula t, di mana M ialah jisim bintang dalam jisim suria. Tentukan masa bintang kekal pada jujukan utama (seumur hidup).

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.

Bahagian ini sangat mudah digunakan. Hanya masukkan perkataan yang dikehendaki dalam medan yang disediakan, dan kami akan memberikan anda senarai maknanya. Saya ingin ambil perhatian bahawa laman web kami menyediakan data daripada pelbagai sumber - kamus ensiklopedia, penerangan, pembentukan kata. Di sini anda juga boleh melihat contoh penggunaan perkataan yang anda masukkan.

Cari

Apakah maksud "jujukan utama"?

Kamus Ensiklopedia, 1998

urutan utama

JURUTAN UTAMA rajah Hertzsprung-Russell ialah jalur sempit pada rajah ini di mana sebahagian besar bintang berada. Melintasi rajah secara menyerong (daripada kecerahan dan suhu tinggi ke rendah). Bintang jujukan utama (Matahari, khususnya, termasuk mereka) mempunyai sumber tenaga yang sama - tindak balas termonuklear kitaran hidrogen. Bintang berada pada urutan utama untuk kira-kira 90% evolusi bintang. Ini menerangkan kepekatan utama bintang di rantau jujukan utama.

Wikipedia

Urutan utama

Urutan utama- kawasan pada rajah Hertzsprung-Russell yang mengandungi bintang yang sumber tenaganya ialah tindak balas termonuklear pelakuran helium daripada hidrogen.

Urutan utama terletak di sekitar pepenjuru gambar rajah Hertzsprung-Russell dan berjalan dari sudut kiri atas (kecerahan tinggi, jenis spektrum awal) ke sudut kanan bawah rajah. Bintang jujukan utama mempunyai sumber tenaga yang sama ("pembakaran" hidrogen, terutamanya kitaran CNO), dan oleh itu kecerahan dan suhunya ditentukan oleh jisimnya:

L = M,

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. Jangka hayat bintang pada jujukan utama $\tau_(\rm MS)$ bergantung pada jisim awal bintang itu M berhubung dengan jisim moden Matahari $\begin(smallmatrix)M_(\bigodot)\end(smallmatrix)$ boleh dianggarkan menggunakan formula empirik:

$$\mulakan(smallmatrix) \tau_(\rm MS)\ \lebih kurang \ 6\cdot\ 10^(9) \teks(tahun) \cdot \kiri[ \frac(M_(\bigodot))(M) + \0.14 \kanan]^(4) \end(smallmatrix)$$

Bintang boleh sangat berbeza: kecil dan besar, terang dan tidak terlalu terang, tua dan muda, panas dan "sejuk", putih, biru, kuning, merah, dll.

Gambar rajah Hertzsprung–Russell membolehkan anda memahami klasifikasi bintang.

Ia menunjukkan hubungan antara magnitud mutlak, kecerahan, jenis spektrum dan suhu permukaan bintang. Bintang dalam rajah ini tidak terletak secara rawak, tetapi membentuk kawasan yang boleh dilihat dengan jelas.

Kebanyakan bintang berada pada apa yang dipanggil urutan utama. 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.

Berada pada pelbagai peringkat perkembangan evolusi mereka, bintang dibahagikan kepada bintang biasa, bintang kerdil dan bintang gergasi.

Bintang biasa ialah bintang jujukan utama. Ini termasuk Matahari kita. Kadangkala bintang biasa seperti Matahari dipanggil kerdil kuning.

Kerdil kuning

Kerdil kuning ialah sejenis bintang jujukan utama kecil dengan jisim antara 0.8 dan 1.2 jisim suria dan suhu permukaan 5000–6000 K.

Jangka hayat kerdil kuning adalah purata 10 bilion tahun.

Selepas keseluruhan bekalan hidrogen terbakar, bintang itu bertambah saiznya berkali-kali ganda dan bertukar menjadi gergasi merah. Contoh bintang jenis ini ialah Aldebaran.

Gergasi merah mengeluarkan lapisan luar gasnya untuk membentuk nebula planet, manakala terasnya runtuh menjadi kerdil putih yang kecil dan padat.

Gergasi merah ialah bintang besar dengan warna kemerahan atau oren. Pembentukan bintang-bintang tersebut adalah mungkin pada peringkat pembentukan bintang dan pada peringkat akhir kewujudannya.

Pada peringkat awal, bintang memancar kerana tenaga graviti yang dibebaskan semasa pemampatan, sehingga pemampatan dihentikan oleh tindak balas termonuklear yang telah bermula.

Pada peringkat akhir evolusi bintang, selepas pembakaran hidrogen dalam terasnya, bintang meninggalkan jujukan utama dan bergerak ke kawasan gergasi merah dan gergasi super dalam diagram Hertzsprung-Russell: peringkat ini berlangsung kira-kira 10% daripada masa kehidupan "aktif" bintang, iaitu, peringkat evolusi mereka, di mana tindak balas nukleosintesis berlaku di pedalaman bintang.

Bintang gergasi itu mempunyai suhu permukaan yang agak rendah, kira-kira 5000 darjah. Jejari yang besar, mencecah 800 suria dan disebabkan saiz yang begitu besar, kilauan yang sangat besar. Sinaran maksimum berlaku di kawasan merah dan inframerah spektrum, itulah sebabnya ia dipanggil gergasi merah.

Gergasi terbesar bertukar menjadi supergergasi merah. Bintang yang dipanggil Betelgeuse dalam buruj Orion adalah contoh yang paling menarik tentang supergergasi merah.

Bintang kerdil adalah bertentangan dengan gergasi dan mungkin seterusnya.

Kerdil putih ialah sisa bintang biasa dengan jisim kurang daripada 1.4 jisim suria selepas ia melalui peringkat gergasi merah.

Oleh kerana ketiadaan hidrogen, tindak balas termonuklear tidak berlaku dalam teras bintang tersebut.

Kerdil putih sangat padat. Saiznya tidak lebih besar daripada Bumi, tetapi jisimnya boleh dibandingkan dengan jisim Matahari.

Ini adalah bintang yang sangat panas, suhunya mencapai 100,000 darjah atau lebih. Mereka bersinar menggunakan tenaga yang tinggal, tetapi lama-kelamaan ia habis dan terasnya menjadi sejuk, bertukar menjadi kerdil hitam.

Kerdil merah ialah objek jenis bintang yang paling biasa di Alam Semesta. Anggaran bilangan mereka berbeza dari 70 hingga 90% daripada bilangan semua bintang di galaksi. Mereka agak berbeza daripada bintang lain.

Jisim kerdil merah tidak melebihi satu pertiga daripada jisim suria (had bawah jisim ialah 0.08 suria, diikuti oleh kerdil perang), suhu permukaan mencapai 3500 K. Kerdil merah mempunyai kelas spektrum M atau K. Bintang lewat jenis ini memancarkan cahaya yang sangat sedikit, kadang-kadang dalam 10,000 kali lebih kecil daripada Matahari.

Memandangkan sinaran rendahnya, tiada satu pun kerdil merah kelihatan dari Bumi dengan mata kasar. Malah kerdil merah yang paling hampir dengan Matahari, Proxima Centauri (bintang paling hampir dalam sistem tiga kali ganda dengan Matahari), dan kerdil merah tunggal terdekat, Bintang Barnard, masing-masing mempunyai magnitud jelas 11.09 dan 9.53. Dalam kes ini, bintang dengan magnitud sehingga 7.72 boleh diperhatikan dengan mata kasar.

Disebabkan kadar pembakaran hidrogen yang rendah, kerdil merah mempunyai jangka hayat yang sangat panjang, antara berpuluh bilion hingga berpuluh trilion tahun (kerdil merah dengan jisim 0.1 jisim suria akan terbakar selama 10 trilion tahun).

Dalam kerdil merah, tindak balas termonuklear yang melibatkan helium adalah mustahil, jadi mereka tidak boleh berubah menjadi gergasi merah. Dari masa ke masa, mereka secara beransur-ansur mengecut dan semakin panas sehingga mereka menggunakan keseluruhan bekalan bahan api hidrogen.

Secara beransur-ansur, mengikut konsep teori, mereka bertukar menjadi kerdil biru - kelas hipotesis bintang, sementara tiada satu pun kerdil merah yang masih berjaya berubah menjadi kerdil biru, dan kemudian menjadi kerdil putih dengan teras helium.

Kerdil coklat - objek substellar (dengan jisim antara kira-kira 0.01 hingga 0.08 jisim suria, atau, masing-masing, dari 12.57 hingga 80.35 jisim Musytari dan diameter lebih kurang sama dengan diameter Musytari), dalam kedalamannya, berbeza dengan jujukan utama bintang, tiada tindak balas pelakuran termonuklear dengan penukaran hidrogen kepada helium.

Suhu minimum bintang jujukan utama adalah kira-kira 4000 K, suhu kerdil coklat terletak dalam julat dari 300 hingga 3000 K. Kerdil coklat sentiasa menyejuk sepanjang hayat mereka, dan semakin besar kerdil, semakin perlahan ia menyejuk.

Kerdil berkulit coklat

Kerdil kecil coklat, atau kerdil coklat, ialah formasi sejuk yang jatuh di bawah had jisim kerdil coklat. Jisim mereka kurang daripada kira-kira seratus jisim Matahari atau, dengan itu, 12.57 jisim Musytari, had bawah tidak ditentukan. Mereka secara amnya dianggap sebagai planet, walaupun komuniti saintifik masih belum membuat kesimpulan akhir tentang apa yang dianggap sebagai planet dan apa itu kerdil sub-coklat.

Kerdil hitam

Kerdil hitam ialah kerdil putih yang telah disejukkan dan, akibatnya, tidak memancarkan dalam julat yang boleh dilihat. Mewakili peringkat akhir evolusi kerdil putih. Jisim kerdil hitam, seperti jisim kerdil putih, dihadkan melebihi 1.4 jisim suria.

Bintang binari ialah dua bintang terikat graviti yang mengorbit pusat jisim yang sama.

Kadangkala terdapat sistem tiga atau lebih bintang, dalam kes umum ini sistem dipanggil bintang berbilang.

Dalam kes di mana sistem bintang sedemikian tidak terlalu jauh dari Bumi, bintang individu boleh dibezakan melalui teleskop. Sekiranya jaraknya ketara, maka ahli astronomi boleh memahami bahawa bintang berganda hanya boleh dilihat dengan tanda tidak langsung - turun naik dalam kecerahan yang disebabkan oleh gerhana berkala satu bintang oleh bintang lain dan beberapa yang lain.

Bintang baru

Bintang yang kilauannya tiba-tiba meningkat 10,000 kali ganda. Nova ialah sistem binari yang terdiri daripada kerdil putih dan bintang pengiring yang terletak pada jujukan utama. Dalam sistem sedemikian, gas dari bintang secara beransur-ansur mengalir ke kerdil putih dan secara berkala meletup di sana, menyebabkan letusan kilauan.

Supernova

Supernova ialah bintang yang menamatkan evolusinya dalam proses letupan yang dahsyat. Suar dalam kes ini boleh menjadi beberapa urutan magnitud lebih besar daripada dalam kes nova. Letupan yang begitu kuat adalah akibat daripada proses yang berlaku dalam bintang pada peringkat terakhir evolusi.

Bintang neutron

Bintang neutron (NS) ialah formasi bintang dengan jisim tertib 1.5 suria dan saiz yang ketara lebih kecil daripada kerdil putih radius tipikal bintang neutron mungkin dalam susunan 10-20 kilometer.

Mereka terdiri terutamanya daripada zarah subatom neutral - neutron, dimampatkan dengan kuat oleh daya graviti. Ketumpatan bintang sedemikian sangat tinggi, ia boleh dibandingkan, dan menurut beberapa anggaran, boleh beberapa kali lebih tinggi daripada ketumpatan purata nukleus atom. Satu sentimeter padu bahan NS akan mempunyai berat ratusan juta tan. Graviti di permukaan bintang neutron adalah kira-kira 100 bilion kali lebih tinggi daripada di Bumi.

Dalam Galaxy kita, menurut saintis, mungkin terdapat dari 100 juta hingga 1 bilion bintang neutron, iaitu, di sekitar satu per seribu bintang biasa.

Pulsar

Pulsar adalah sumber kosmik sinaran elektromagnet yang datang ke Bumi dalam bentuk letupan berkala (nadi).

Menurut model astrofizik yang dominan, pulsar adalah bintang neutron yang berputar dengan medan magnet yang cenderung kepada paksi putaran. Apabila Bumi jatuh ke dalam kon yang dibentuk oleh sinaran ini, adalah mungkin untuk mengesan nadi sinaran berulang pada selang waktu yang sama dengan tempoh revolusi bintang. Sesetengah bintang neutron berputar sehingga 600 kali sesaat.

Cepheids

Cepheid ialah kelas bintang berubah-ubah berdenyut dengan hubungan tempoh-kecerahan yang agak tepat, dinamakan sempena bintang Delta Cephei. Salah satu Cepheid yang paling terkenal ialah Polaris.

Senarai yang diberikan bagi jenis (jenis) bintang utama dengan ciri ringkasnya, sudah tentu, tidak meletihkan keseluruhan kemungkinan pelbagai bintang di Alam Semesta.